[論文レビュー] The Formation and Evolution of Prestellar Cores

P. André, Shantanu Basu+1 more|ArXiv.org|Jan 28, 2008

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 1被引用数 21

ひとこと要約

本稿では、乱流的で磁気的に臨界な分子雲が重力不安定性によってプリスターミナルコアに分裂し、アンビパラドックス拡散がコア崩壊を可能にする混合磁流体力学（MHD）シナリオを提案する。研究では、プリスターミナルコア質量関数が星形成初期質量関数と非常によく一致しており、星の質量が主に崩壊が始まる前段階で決定づけられていることを示している。

ABSTRACT

Improving our understanding of the initial conditions and earliest stages of star formation is crucial to gain insight into the origin of stellar masses, multiple systems, and protoplanetary disks. We review the properties of low-mass dense cores as derived from recent millimeter/submillimeter observations of nearby molecular clouds and discuss them in the context of various contemporary scenarios for cloud core formation and evolution. None of the extreme scenarios can explain all observations. Pure laminar ambipolar diffusion has relatively long growth times for typical ionization levels and has difficulty satisfying core lifetime constraints. Purely hydrodynamic pictures have trouble accounting for the inefficiency of core formation and the detailed velocity structure of individual cores. A possible favorable scenario is a mixed model involving gravitational fragmentation of turbulent molecular clouds close to magnetic criticality. The evolution of the magnetic field and angular momentum in individual cloud cores after the onset of gravitational collapse is also discussed. In particular, we stress the importance of radiation-magnetohydrodynamical processes and resistive MHD effects during the protostellar phase. We also emphasize the role of the formation of the short-lived first (protostellar) core in providing a chance for sub-fragmentation into binary systems and triggering MHD outflows. Future submillimeter facilities such as Herschel and ALMA will soon provide major new observational constraints in this field. On the theoretical side, an important challenge for the future will be to link the formation of molecular clouds and prestellar cores in a coherent picture.

研究の動機と目的

• 分子雲内のプリスターミナルコアの初期条件および初期進化を理解すること。
• 純粋なアンビパラドックス拡散または完全に流体力学的崩壊の理論モデルと観測されたコア特性の間の不一致を解消すること。
• 磁場、乱流、アンビパラドックス拡散がコア形成および星形成初期質量関数（IMF）の起源に果たす役割を明確にすること。
• 混合MHD-乱流的シナリオがコア形成効率および速度構造を説明する可能性を評価すること。
• 将来のサブミリ波長望遠鏡（ヘーシェルやアルマなど）における観測的および理論的課題を特定すること。

提案手法

• 近隣の分子雲のミリ波/サブミリ波観測を分析し、密度対比、面密度、速度構造を含むプリスターミナルコアの特性を特徴づける。
• 純粋なアンビパラドックス拡散、完全に流体力学的崩壊、混合MHD-乱流的シナリオを含む理論モデルと観測されたコア特性を比較する。
• 自己重力的コアの安定性および密度対比を評価する基準として、ボンナー＝エーベルト臨界球モデルを用いる。
• 質量対磁束比（磁気的臨界性）がコア形成効率および分裂を制御する役割を評価する。
• 抵抗性MHDおよび放射線-MHD効果を強調し、原始星の崩壊過程における磁場および角運動量の進化をモデル化する。
• 最初の（原始星の）コアの形成が、準拡散的分裂およびMHDジェットの発生を引き起こすメカニズムを調査する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 純粋なアンビパラドックス拡散は、観測されたプリスターミナルコアの寿命および形成率を説明できるか？
• RQ2 なぜ完全に流体力学的モデルは、観測されたコア形成の非効率性および詳細な速度構造を再現できないのか？
• RQ3 磁気的に臨界な領域における乱流と磁場の組み合わせが、自己重力的プリスターミナルコアの形成にどのように寄与するのか？
• RQ4 最初の原始星コアが二重星系の形成を可能にし、MHDジェットを発生させる役割は何か？
• RQ5 ヘーシェルやアルマのような将来の施設は、コア形成および進化に関する制約をどのように向上させるか？

主な発見

• プリスターミナルコアは、平均で5–10以上の密度対比および親雲に対して2以上の面密度対比を示しており、ボンナー＝エーベルト球の値を上回っている。
• 0.1～5 M☉の範囲で、プリスターミナルコア質量関数（CMF）は星形成初期質量関数（IMF）と非常によく一致しており、星の質量が主にプリスターミナル段階で決定づけられていることを示唆している。
• 純粋なアンビパラドックス拡散は、通常の宇宙線イオン化度ではコア形成に十分な速度で進行しないため、支配的メカニズムとして排除される。
• 完全に流体力学的モデルは、観測された低乱流および低相互作用率、およびコア形成の非効率性を説明できない。
• 混合MHD-乱流的シナリオ——磁気的に臨界な雲における乱流が初期コアを生成し、磁場の制御下で成長・崩壊する——が観測結果を最もよく説明している。
• 原始星ジェットおよび最初の（原始星の）コアの形成は、二重星系への準拡散的分裂を引き起こし、降着を制御する上で重要である。