国立天文台ワークショップ2004.2.17-19「サブアークセカンドの角分解で探る星形成」

分子雲コアの形成について
小山洋（神戸大）分子雲のモデル• 普遍的な性質– Non thermal な速度分散– “乱流”• MHD乱流のシミュレーション– Crossing time以下で散逸• Ex)10K 3pc : 1Myr
• Stone, Ostriker, & Gammie 1998, Mac Low et al. 1998, MacLow 1999

– 外からエネルギーを注入することで乱流を維持• 乱流のエネルギー源– SNe, Stellar wind
– Vazquez-Semadeni et al. (2000)

分子雲コアの形成• 乱流中での星形成– 乱流は分子雲全体の重力収縮を妨げるが、小さなスケールのcollapseは妨げない• (注)energy sourceはLarge scale• Local collapseによるコアの形成» Klessen, Heitsch, & Mac Low (2000)» Heitsch, Mac Low, & Klessen (2001)» Mac Low, & Klessen (2003)» Li, Norman, Mac Low, & Heitsch (2003)– Ballesteros-Paredes, Klessen, & vazquez-semadeni (2003)• Bonner-Ebert 的な密度構造は偶々出来る• 速度分散は0.5-1km/s >cs• (注)観測はもっと静か– e.g., Tafalla et al. (2004) 0.05km/s

乱流のエネルギー源• Thermal Instability– Kritsuk & Norman (2002a,b)• Thermal instablitiyで作られるTwo-phase (Warm &Cold) mediumはdynamical• Energy sourceはradiation– SNeなどの環境を考えなくても良い• (注) crossing timeでdissipate– 熱伝導が無いので非線形成長が正しく追えていない。
– Koyama & Inutsuka (2004)

Two-phase ISMにおける熱伝導の役割• 自発的な運動の生成– 小さな雲• →熱伝導によって蒸発• →LocalなPressure増大• →周りの雲に質量降着• →降着表面の不安定性で分裂
青：Cold phase 赤：Warm phase• 運動（乱流）を持続する系– 熱伝導によって実現

8.5 Myrδｖ〜0.6 km/s (=0.8cs)

Two-phaseの共存する条件

Inutsuka & Koyama (1999)

Effective Equation of State
approximate
Effective Pressure“Translucent Clouds”
2-phase medium“Molecular Clouds”
almost 1-phase medium

δv ≫CS,CNM

δv decreases

thermally
unstable?

(Av=1mag?)nearlyisothermal(T=10K)
P=CS2ρ
EffectiveDensity

Av>1で自己重力的 (Hartmann et al. 2001)

数値実験• 1次元球対称ガス流体• 自己重力• 加熱: UV,宇宙線,X線、H2形成• 冷却: HI,CII,OI,SiII,FeII,CO,H2,dust– 低密度 Wolfire et al. (1995) 高密度 Glassgold &Langer (1978)• 化学反応– HII HI H2 (Tielens & Hollenbach 1985)– CII CO (Nelson & Langer 1997)• 輻射場の遮蔽– Plane parallel近似

Initial condition• G0=1.7• 100% HI• Td=10K• Pext fix• t = 3x107 yr– t ff=107n1-1/2 yr

一様球TEST Problem• Isothermal sphere– 10 K– Pext=1x104• Critical Bonner-Ebert– Mcrit=5.2

CNMMCWNM• model– ninitial=9.33– Pext/kB=1510– M total=86Mo• 7Myr(水素原子からからスタートして)– MCO=7.7x10-4=2.5XCO• XCO=3x10-4

中心進化トラック• 初期進化：– 輻射遮蔽によって出来る圧力勾配で中心に波が伝播• 中心密度• nc〜103Av2– nc〜R-2• Av〜3付近にthreshold– Collapse– BounceEffective Jeans Mass
• 10K Bonner-Ebert• Initialparameter(n0,T0)のBE

2.5MCO

0.008
2.6• CollapseしたCore

3.3– CO mass : 〜2-3 Mo

0.005

10K BE

0.19

まとめ• Two-phase (Warm + Cold) Diffuse medium(optically thin)の流体力学的性質– 乱雑な運動の持続（自ら乱流を維持する機構）• 輻射の遮蔽に伴うTwo-phaseの進化– 1次元球対称数値実験– Av〜3を境に自己重力Core• CO mass 〜2-3Mo

Basic Equations• Eq. of continuity ρ,t+(ρvj),j=0• Eq. of motion (ρvi),t+(ρvivj),j=-P,i+σij,j• Eq. of energy•(ρe),t+(ρvjh),j=(σijvi),j+(KT,j),j+Γ-Λ• Eq. of state
P=ρ/mH kBT– Heating(Γ) and cooling(Λ)– Thermal conduction K– Stress tensor• σij=μ(vi,j+vj,i-2/3δij vk,k)– μ:Molecular viscosity

Equilibrium• Isothermal sphere– Ebert (1955), Bonner(1956)– Polytrope– Negative-index polytrope• Turbulent pressure (Maloney 1988)– Logotrope• P/Pc = 1+A ln(ρ/ρc)• McLaughlin & Pudritz (1996,1997)• L=2.4pc• 40962cells• Pr=2/3

一方で観測は• 静かなBonner-Ebert sphere的なものが多い– Johnstone et al. (2001)– コア内部での速度分散は小さい– Tafalla et al. (2004)– 乱流モデルで作られたコアとは合わない– 静かなコアを a few Myrでどうやって作るのか？
– MBE〜2.6 T12(Pext/2x104)-1/2 Mo– 外圧の不定性Rapid Formation of Clouds• Hartmann et al. (2001)• 分子雲が分子である為には分子形成の条件– H2,CO shieldingに十分な柱密度があること• NH > 1 - 2 x 1021cm-2, or Av > 0.5 - 1– 水素分子の形成のタイムスケール• t 〜 5 – 15 n3-1T1-1/2 Myr– この条件を満たすCloud• 自己重力的?

Two-phase ISMによる乱流
2次元Diffuse mediumのシミュレーション• 一定の速度分散を保ったまま持続– Thermal Instabilityに
よって不安定性が常に生成– 不安定性の飽和

青：Cold phase 赤：Warm phase

R=0.4pc, NH=4x1019cm-2
3次元だと思うと0.1Mo