星形成における乱流と磁場の役割について
中村文隆（新潟大学）

星の誕生過程
我々の銀河系

星間分子雲分子雲コア

Rho Ophのcore mass function
Salpeter IMF● 超音速乱流● 星間磁場● 自己重力Simpson et al. (2008)

CMFはstellar IMFと相似

原始星、原始惑星系円盤、ジェット星の誕生我々の銀河系内の星形成
星団形成領域（Clustered StarFormation） ：オリオン分子雲, NGC1333
大小質量星が誕生
高い星形成効率（SFE～10％）小質量星形成領域（DistributedStar Formation）：
おうし座分子雲、小質量星のみ形成される
低い星形成効率（SFE～1％）

ペルセウス座分子雲
おうし座分子雲
NGC1333

Magnetically supercritical、乱流 > 磁場
原始星アウトフローによる乱流生成
Magnetically subcritical、 乱流 < 磁場
乱流圧縮による磁気拡散の加速→星形成の加速

おうし座分子雲12CO map of Taurus clouds

Goldsmith et al. 2008


Inefficient star formation
cloud mass ~ 2.4x104M Nstar ~ 300 (Mstar ~ 0.6M)SFE = stellar mass / total mass ~ 0.8%

分子雲におけるMHD乱流の観測例
おうし座分子雲の13CO積分強度図と磁場分布



大局的に揃った磁場Cloud envelopeで磁場に沿ったフィラ
メント構造



MHD乱流のカスケード(Goldreich & Sridhar 1995)



非等方な速度場 (Heyer et al. 2008)



B~15μG
Goldsmith et al. (2008)

Heyer et al. (2008)

小質量星形成領域の星形成モデル：おうし座の場合
z HIガス（Magnetically subcritical）の凝縮により小質量の分子雲が形成
Γcr ≡ Φ M cr = 2πG 1 / 2 ,Φ = magnetic flux(M < M cr ) Magnetically subcriticalz 形成された分子雲はMagnetically subcritical or nearly critical
HIH2• If magnetically subcritical, low star formation efficiency (SFE) expected.
(Shu et al. 1987, Mouschovias & Ciolek 1999)

z分子雲コアは乱流圧縮領域で磁場が散逸して形成される
磁気拡散のタイムスケール ～ 10-100 tff( 10-100 Myr @ 100cm-3 )Turbulence-accelerated, magnetically regulated star formation(Li & Nakamura 2004, Nakamura & Li 2005, Kudoh & Basu 2007, Nakamura & Li 2008)

Magnetically Subcritical case: 計算モデル




３次元MHDシミュレーション、周期境界
一様密度 250 cm-3, 等温ガス (T=10K)
The box size = 2 LJ (= 2.44 pc), The total gas mass = 253M
一様磁場 (=16μG)
Magnetic flux-to-mass ratio Γ = 1.2 (magnetically subcritical)
Stirred at t=0 by supersonic turbulence of rms Mach 3

n=250 cm-3
Central density of the gas sheet

M= 253M
B=16μG
T=10K

Jeans length of the gas sheet

Gravitational collapse time of the gas sheet
2.44pc = 12.6Ls

計算結果
without AD
tt ===1162 ttstss

Ideal MHD (t = 11 ts)

星形成効率(Star Formation Efficiency)の時間進化
ts = 5Myr

ts = 1MyrAmbipolar diffusionの典型的タイムスケール

t A D = 10 − 100 t ff ≈ 10 − 100 Myr
乱流圧縮によってAmbipolar diffusionが加速

Mass fraction ofsupercritical gas

SFE is 6.5% / 10tff
Æ SFRff = 0.7%

 Star formation is slow and inefficient!

t / ts超音速乱流の散逸
155rms Mach number
4Alfven speed
乱流のパワースペクトルの時間進化

1034000cm-3

251 Alfven Mach number
10-2

10-1 100
101
102
Density (ρ0)

103

10-2

10-1

100
101
102
Density (ρ0)

In dense gas, M = 2.3 @ n > 4000cm-3 (C18O gas)
Taurus M=2.4 (Onishi et al. 1996) Without external energy input, moderately supersonic turbulence canmaintain for a relatively long time.
 Additional turbulent motions are driven by a combination of outflows andambipolar diffusion –induced gravitational acceleration
103

分子雲コア質量関数
Salpeter IMF
Rho Ophのcore mass function
Salpeter IMF

Simpson et al. (2008)

CMFはstellar IMFと相似まとめ:分子雲コアの形成過程


乱流状態にある磁気分子雲の３次元MHDシミュレーション
磁場と乱流の関係によって星形成のモードが決まる
Magnetically subcritical case
(磁場が相対的に強い）
乱流圧縮によるambipolar diffusionの加速→ 星形成の加速乱流はglobalなcollapseを抑制するが、localには圧縮によって星形成を促進Turbulence-accelerated, magnetically regulated starformation (Nakamura & Li 2005, Kudoh & Basu 2007)
Magnetically Supercritical case (乱流が相対的に強い)
より活発に星形成が起こる → 星団形成
原始星アウトフローによる乱流生成
protostellar turbulence (Nakamura & Li 2007)

今後の課題
分子雲コア形成時の外圧の効果（特に星団形成の場合）観測される分子雲コアとの性質の比較→ ALMA