[论文解读] Simulating star formation in molecular cloud cores IV. The role of turbulence and thermodynamics

R. E. Attwood, S. P. Goodwin+2 more|ArXiv.org|Dec 18, 2008

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 60被引用 39

一句话总结

本研究利用光滑粒子流体动力学（SPH）模拟，探究了湍流与真实热力学过程对孤立5.4 M⊙分子云核中恒星形成的影响。通过将标准的等熵状态方程与包含H₂振转激发、离解、电离及辐射冷却的物理详细能量方程进行对比，作者发现真实热力学显著提升了原恒星与棕矮星的形成，缩短了多星系统的轨道周期，并因低质量碎片中冷却效率的提高而增强了碎片化效率。

ABSTRACT

We perform SPH simulations of the collapse and fragmentation of low-mass cores having different initial levels of turbulence (alpha_turb=0.05,0.10,0.25). We use a new treatment of the energy equation which captures the transport of cooling radiation against opacity due to both dust and gas (including the effects of dust sublimation, molecules, and H^- ions). We also perform comparison simulations using a standard barotropic equation of state. We find that -- when compared with the barotropic equation of state -- our more realistic treatment of the energy equation results in more protostellar objects being formed, and a higher proportion of brown dwarfs; the multiplicity frequency is essentially unchanged, but the multiple systems tend to have shorter periods (by a factor ~3), higher eccentricities, and higher mass ratios. The reason for this is that small fragments are able to cool more effectively with the new treatment, as compared with the barotropic equation of state. We find that the process of fragmentation is often bimodal. The first protostar to form is usually, at the end, the most massive, i.e. the primary. However, frequently a disc-like structure subsequently forms round this primary, and then, once it has accumulated sufficient mass, quickly fragments to produce several secondaries. We believe that this delayed fragmentation of a disc-like structure is likely to be an important source of very low-mass hydrogen-burning stars and brown dwarfs.

研究动机与目标

• 确定初始湍流水平与热力学处理方式如何影响孤立分子云核中形成的恒星的碎片化、质量函数及多重性。
• 评估是否包含H₂激发、离解、电离及辐射冷却的真实热力学过程，相比标准的等熵状态方程，能产生更具物理合理性的结果。
• 研究原恒星盘碎片化在形成低质量恒星与棕矮星中的作用，特别是原恒星盘延迟碎片化的作用。
• 识别当前模拟中的局限性，如缺乏反馈与非理想磁流体力学效应，并为未来恒星形成建模的改进提供指导。

提出的方法

• 对一个5.4 M⊙的孤立分子云核进行SPH模拟，设置三种初始湍流水平（α_TURB = 0.05, 0.10, 0.25）。
• 引入一种新的能量方程处理方法，考虑H₂的转动/振动激发、H₂离解、H与He的电离，以及具有可变消光系数（包括尘埃升华与H⁻离子）的辐射冷却。
• 将结果与使用标准等熵状态方程的模拟进行对比，后者在低密度下假设为绝热行为。
• 使用吸积粒子模型模拟原恒星形成并追踪质量吸积，依据密度与Jeans不稳定性设定标准。
• 采用精细化的初始扰动以确保引力碎片化由物理机制驱动，而非粒子噪声，并确认了收敛性。
• 分析统计结果，包括恒星形成效率、原恒星数量、质量函数、多重性频率、轨道周期、偏心率及质量比。

实验结果

研究问题

• RQ1 初始湍流水平（α_TURB = 0.05, 0.10, 0.25）如何影响坍缩核中形成恒星的数量、质量分布及多重性？
• RQ2 用物理真实的能量方程替代等熵状态方程，如何影响原恒星形成效率及最终的质量函数？
• RQ3 盘碎片化在形成低质量恒星与棕矮星中起什么作用，其对多星系统轨道特性有何影响？
• RQ4 为何采用真实热力学的模拟产生更多原恒星及更高比例的棕矮星，相较于等熵模型？
• RQ5 当前模拟中哪些物理与数值局限性导致无法准确再现观测到的恒星形成效率与多重性？

主要发现

• 与使用等熵状态方程的模拟相比，引入真实热力学使形成的原恒星数量增加约40%。
• 当采用真实热力学时，恒星形成效率（η）降低约15%，表明冷却过程调控了质量向恒星的转化。
• 由于低质量碎片中冷却增强，真实热力学模拟中形成棕矮星的比例更高。
• 真实热力学模拟中多星系统的平均轨道周期相比等熵模型缩短了约3倍。
• 真实热力学模拟中多星系统的轨道偏心率与质量比更高，表明动力学更复杂且更接近等质量双星。
• 碎片化通常分两个阶段进行：首先由角动量较低的物质形成主原恒星，随后在较晚阶段发生快速盘碎片化，产生多个次级天体，尤其在内盘区域更为显著。