アクチュエーターではないソレノイドが一番理解できない。磁束を取り巻く電流の通り道みたいなものか？それが分かったところで他にも分からないことばかりで以下、機械翻訳。
分子雲の崩壊乱流: フィラメントネットワークと星形成にどのような影響を与えるか？
要約
分子雲内で星を形成するためのガスの断片化は、本質的に星内部の乱流と関連しています。 これらの内部的な
動きは雲の誕生時に設定され、銀河環境や雲の進化に応じて変化する可能性があります。 本稿では、
調査のために移動メッシュ コード Arepo を使用した 15 個の高解像度 3D 分子雲シミュレーションの新しいスイートを導入します。
10^4 M⊙ の進化におけるさまざまな減衰乱流モード (混合、圧縮、ソレノイド) とビリアル比の役割
分子雲。 拡散領域は初期の乱流モードの強い遺物を維持しているのに対し、初期の重力モードは
密度の高い領域ではポテンシャルが支配的になります。 したがって、ソレノイド シード モデルは、フィラメントのような形態を持つ拡散雲を生成します。
そして過剰な褐色矮星の塊の破片。 圧縮シードモデルでは、中心部で星形成が早期に始まります。
凝縮した形態とより高い降着率、およびオーバーバウンド雲。 DisPerSE を使用して識別された 3D フィラメントと
私たちが開発し、Fiesta と呼ばれるこの研究で一般に公開されている新しい Python ツールキットを通じて分析されましたが、明確な傾向は示されていません
初期乱流モード間の長さ、質量、密度。 ただし、オーバーバウンド雲はより多くのフィラメントを生成するため、
フィラメントの質量が大きくなります。 フィラメントが収束することによって形成されるハブは、驚くべきことに星形成に有利であることが判明した。
ハブに接続するフィラメントの数に関係なく、同様の質量分布が得られます。
キーワード: 星:形成 – ISM:雲 – ISM:構造 – 乱流 – ソフトウェア:公開
導入
星形成の研究は数世紀にわたって行われていますが、基本的な
初期段階を管理する物理的プロセスはまだ不十分なままです
理解した。 現在の星形成のパラダイムは、星間物質の低温で高密度の相 (ISM) が、
分子雲の形で、暴走する重力崩壊を起こす
そしてその過程でスターが誕生します。 1907 年にはすでに仮説が立てられていました。
これらの雲は均一ではなく、下部構造を含んでいたということ
高密度のコアを接続するフィラメントの形で (Barnard 1907)。 以上
数十年にわたり、文献はモデリングを含むように大幅に拡大しました。
そして原始星から星に至るまでのこれらの部分構造の特徴付け
高密度のコアと塊から、パーセク規模のフィラメント、数百パーセク規模の分子雲まで。 特に、
Herschel による ISM におけるこれらのフィラメントの遍在性 (例:
メンシコフら。 2010) は、ISM ジオメトリを複雑なマルチスケールに接続することについての興奮と研究をもたらしました。
星形成の物理学、特に大質量星の物理学 (Hacar を参照)
他。 2022 およびその中の参考文献)。
分子雲の典型的な特徴は一般に理解されています。分子雲は密度が高い (≳ 100 cm−3)
)、主に H2、HI、H+ で構成されます。
、CO、およびその他の C、H、O、N 分子 (Bergin
他。 1997）。 CO と多数のガスによる効率的なライン冷却
吸収性の粉塵粒子は、特有の低温を与えます。
10 K – 20 K (たとえば、Bergin & Tafalla 2007 のレビューを参照。Dobbs et al.
2014) — 重力崩壊に最適な条件
雲。 ただし、崩壊は直線的ではありません。 雲が浸透してる
Larson (1981) の初期研究で実証されているように、進化に重要な役割を果たす超音速の圧縮性乱流によるもの
クラウドの（例えば、Mac Low & Klessen 2004; McKee & のレビューを参照）
オストラカー 2007)。 分子雲の崩壊を完全に特徴づける
発生するスケールが複雑なため、困難な作業です
— 銀河星間物質のキロパーセクスケールから下へ
単一の原始恒星天体の場合は 0.01 パーセク未満です。 理想化された
シミュレーションにより、ガスが乱流の特性に関連する対数正規密度確率関数 (PDF) を生成することが明らかになりました。
そしておそらくその後の恒星の初期質量関数 (IMF) (例:
Klessen & Burkert 2000; Krumholz & McKee 2005; ブルクハルト 2018;
Federrath & Klessen 2013)。 一般に、乱気流は遊びであると見なされます
二重の役割: グローバルな崩壊に対してクラウドをサポートするだけでなく、複雑な崩壊を引き起こすローカルな圧縮を通じてクラウドを加速します。
高密度ガスのフィラメント状ネットワーク。
フィラメントの質量、サイズ、密度は数桁に及ぶ場合があります。
大きさは、長さが 0.01 pc から数百 pc の範囲であり、質量は 0.01 M⊙ ～ 10^5 M⊙ です (Hacar et al.
2022年）。 それらは通常、1000 cm-3 より高い中心数密度を持っています。
。 これらのフィラメントは断片化してより高密度の塊とコアになります。
星や星団が生まれる場所 (Hartmann 2002; André
他。 2010年; マイヤーズ 2011; ハカルら。 2013年; コニベスら。 2015) —
紐についたビーズのように。 このため、フィラメントはあらゆる製品の重要な成分になります。
特にハーシェル以降の時代の星形成理論。 数値
シミュレーションでは、収縮するシート状の雲が形成されることが示されています。
材料をフィラメントに垂直な速度の流れでフィラメント上に塗布します。
フィラメントに導かれると、材料は縦方向に流れます。
コアに向けて (例: Smith et al. 2011; Gómez & Vázquez-Semadeni
2014年; スミスら。 2016）。 これはシミュレーションを使って推測するだけではなく、
しかし、観察でも見られます (Kirk et al. 2013; Peretto et al. 2013;
ハカルら。 2017年; 劉ら。 2021）。 したがって、フィラメントはブリッジを形成します
崩壊ガスを大規模なスケールから高密度のコアに移動させるため
星が形成されるかもしれない場所。 現代の理論研究では、
これらのフィラメントを生じさせる多くの異なるメカニズム（Hen nebelle 2013; Federrath 2016; Smith et al. 2016; Abe et al. 2021）。
フィラメントの重要性にもかかわらず、観察と数値の両方において、物理的動機に基づいた普遍的なフィラメントの定義はありません。
シミュレーション。 初期の先駆的な研究では、無限等温シリンダーの理想化されたフィラメント形状が使用されていました (Ostriker 1964a,b; Larson)
1985年。 Inutsuka & Miyama 1992)、臨界線質量が存在し、それを超えると重力で不安定になり、コアに断片化することがわかりました。 しかし、現代の研究では、フィラメントははるかに遠いことが判明しています
理想的なものではなく、複雑な下部構造を持っています。 これらは動的オブジェクトです
磁場の影響を受ける（Nagasawa 1987; 中村ら 1993;
アダムら。 2016年; アデら。 2016年; Li & Klein 2019)、外部圧力 (Fiege & Pudritz 2000)、乱流 (Hartmann 2002)、フィラメント
(Gritschneder et al. 2017) との相互作用を通じて進化します。
彼らの環境 (Smith et al. 2014b)。 重要なことがありました
0.1pcの汎用フィラメント幅の可能性に関する議論、
Arzoumanian らによって最初に提案されました。 （2011年）。 これについては依然として論争が続いている
それが方法論の影響である可能性を示唆する人もいます
幅 (Smith et al. 2014b) または距離の効果を導き出すために使用されます。
および解決策 (Panopoulou et al. 2022)。 完全なディスカッションについては、
フィラメントについては、Hacar らによるレビューを参照してください。 （2022年）。
フィラメントの進化は大質量星の進化と密接に関係しています。 大質量星は銀河の進化において重要な役割を果たします。
風と放射線、さらには複数の超新星爆発によってガス星のサイクルを制御している (Mac Low & Klessen 2004)。 の研究
大規模な星の形成も、IMF を抑制するために重要であり、
銀河における星形成速度を特徴づけます。 それにもかかわらず、その形成の完全な理解は依然としてとらえどころのないままです。 2つの現代理論
存在します: コア付加と競合付加。 コア付着部では
モデル、から凝縮した巨大な自己重力前星核
断片化した塊（原始星領域）が巨大な星を生み出す
(Shu et al. 1987; McKee & Tan 2003)。 競合降着モデルでは、高密度の塊の形成が同時に発生します。
星団と一緒に。 当初、この理論は星が成長することを提案しました。
Bondi-Hoyle 型付加 (Zinnecker 1982; Bonnell et al. 2001a)。
しかし、現代の理論では、降着現象に焦点を当てています。
親ガスの塊が大規模に崩壊し、それによって原始星が誕生すること
大きな半径からの潜在的な降着塊の中心に位置し、
(Bonnell & Bate 2006; Smith et al. 2009)。 のために
このトピックに関する包括的なレビューについては、Tan et al. を参照してください。 (2014)
およびその中の参考文献。 機構を問わず高解像度
アルマ望遠鏡からの観測は、複雑な相互作用の関係を示唆しています。
フィラメントのネットワークと大質量星を形成する塊 (例: ペレット)
他。 2013年; ハカルら。 2018年; モットら。 2018年; チェンら。 2019年; デ・ワンガンら。 2020年）。 当然のことながら、フィラメントの交差点、つまり「ハブ」、
これらの塊の主な容疑者は、非常に高い密度を持っています。
それは大規模な星の形成をサポートすることができます (Myers 2009; Peretto et al.
2012年; シュナイダーら。 2012年; カークら。 2013年; レイナーら。 2017)
分子雲における乱流と地球規模の崩壊の複雑なダイナミクス、およびフィラメント状雲の形成と進化
ネットワークとハブは数値シミュレーションの完璧な基盤を形成します
— 星形成のレシピを制限するため。 磁気流体力学 (MHD) コードの使用は、この目的のために広く普及しています (Fryxell
他。 2000年; Springel 2010)。 理論とその後のシミュレーションは、このトピックに関して 2 つの競合するシナリオに分割されます。
激動のシナリオと世界的な階層構造と混沌とした崩壊
シナリオ。
乱流シナリオでは、分子雲はビリアル平衡状態にあります
自己重力と強力な超音速乱気流の間で進化する
何度も自由落下を繰り返し、低い星形成率を維持する
全体を通して（Mac Low & Klessen 2004; Ballesteros Paredes et al. 2007; McKee & Ostriker 2007; Bergin & Tafalla 2007; によるレビューを参照してください。
グネディンら。 2006、およびその中の参考文献）。 このシナリオのために
うまくいくためには、継続的な乱気流の原因がなければなりません。
これらのクラウドをサポートします。 提案されたメカニズムは (i) 内部フィードバックです。
優れた情報源から (例: Norman & Silk 1980; Franco & Cox 1983;
マッキー 1989; クラムホルツら。 2006年; ゴールドバウムら。 2011)、または (ii)
暖かい中性媒体内の流れを収束させることによる外部駆動
(例: Vázquez-Semadeni et al. 2007, 2010; Heitsch & Hartmann
2008年; クレセン＆ヘネベル 2010; ミシックら。 2013）。 しかし、
前者は、観測された非熱速度を説明できません。
星形成のない雲、一方後者の推進力は弱すぎる
クラウドをサポートします。 このシナリオのシミュレーションは乱気流を引き起こす
大規模な場合 (例: Federrath et al. 2008; Heyer & Brunt 2004;
Federrath 2016)、シミュレーション ボックスを定期的に「振る」のと似ています
（乱流強制と呼ばれます）。
グローバルな階層構造の崩壊に対する反対の見方は、次のことを提案しています。
分子雲は、大規模な HI 流から生じる一時的で不規則な特徴です (Vázquez-Semadeni et al. 2019 のレビューとその参考文献を参照)。 流れが合流することで乱流が発生する
そして崩壊そのもの（いわゆる「混沌とした陥落」）によって増幅され、
中程度の超音速の雲に上昇します。 乱流エネルギーのほとんどは
多数の弱い衝撃によって減衰します (Smith et al. 2000a,b)。
そして雲の進化は大量のカスケードの形で起こります - 崩壊はすべてのスケールで起こり、より小さなスケールが降着します
親構造から（例：Hopkins 2013）。 小さく密集した領域は後で収縮しますが、大きく拡散した領域よりも短い時間スケールで収縮します。
全体として、局所的な崩壊中心部への世界的な縮小が発生する
〜 1 つの自由落下タイムスケールで。 分子雲の複雑な内部構造を密度揺らぎの増幅で説明する
自己重力、磁気流体力学的不安定性による (Heitsch
他。 2005、2006、2007）および熱不安定性（Hennebelle および
ペロー 1999; Audit & Hennbelle 2005)。 一時的なオブジェクトとして、
雲の重力位置エネルギーは低く始まり、増加します
運動エネルギーと熱エネルギーに追いつくまで単調に変化します。 したがって、クラウドは真のビリアル平衡で進化するのではなく、
重力が支配するまでは、そこから遠く離れて進化します。
エネルギーバランスを引き起こし、
ほぼ等分配条件 𝐸grav 〜 2𝐸kin (バスケス-セマデニ)
他。 2007年; ボニーラ・バローゾら。 2022年; バスケス・セマデニら。
2019）。 このモデルの成功により、このモデルは当社の基礎を形成しています。
数値シミュレーション。 このシナリオは、フィードすることでシミュレートできます。
分子雲に乱流の速度場を与え、自己重力に雲の進化を引き継がせ、分子雲の「崩壊」をもたらします。
初期条件。
情報源によっては発生源、雲の中の乱気流のモードに応じて
圧縮（カールなし）またはソレノイド（発散なし）にすることができます。 動的メカニズム（銀河スパイラルショックと収束流）
または恒星のフィードバック (超新星や放射線圧で駆動される殻)
雲の中では圧縮モードが励起される一方、高せん断環境（銀河中心など）や磁気回転の不安定性は発生します。
ソレノイドモードを誘発します (Federrath et al. 2016)。
この作業では、15 の重力乱流シミュレーションのスイートを通じて、
異なる初期値をシードして、乱流がどのように自由に減衰するかを調査します。
乱流モード (混合、圧縮、ソレノイド) と動的状態 (ビリアル比によって特徴付けられる) が進化に影響を与える
分子雲の。 この論文は大きく2つに分かれています
部品。 セクション 2 では、フィラメント構造を特定し特徴付けるために使用される数値モデルと方法論の概要を説明します。
進化した雲。 セクション 3 では、さまざまな項目を紹介し、説明します。
雲の形態や密度分布に至るまでの結果、
星形成統計、IMF、フィラメント統計まで。 最後に、私たちは
セクション 4 でいくつかの注意点と今後の作業を概説し、要約します。
結論はセクション 5 で説明します。
図 1. 初期条件の 𝑧 方向のカラム密度投影
分子雲の場合。 雲は球対称で中心にあります。
シミュレーションボックス。 灰色の破線で囲まれた領域は、
≈ 19.4 pc3 は関心領域 (ROI) の輪郭を描きます。 私たちの分析は制限されています
紙全体を通じてこの領域に言及します。
分子雲の崩壊乱流: フィラメントネットワークと星形成にどのような影響を与えるか？
要約
分子雲内で星を形成するためのガスの断片化は、本質的に星内部の乱流と関連しています。 これらの内部的な
動きは雲の誕生時に設定され、銀河環境や雲の進化に応じて変化する可能性があります。 本稿では、
調査のために移動メッシュ コード Arepo を使用した 15 個の高解像度 3D 分子雲シミュレーションの新しいスイートを導入します。
10^4 M⊙ の進化におけるさまざまな減衰乱流モード (混合、圧縮、ソレノイド) とビリアル比の役割
分子雲。 拡散領域は初期の乱流モードの強い遺物を維持しているのに対し、初期の重力モードは
密度の高い領域ではポテンシャルが支配的になります。 したがって、ソレノイド シード モデルは、フィラメントのような形態を持つ拡散雲を生成します。
そして過剰な褐色矮星の塊の破片。 圧縮シードモデルでは、中心部で星形成が早期に始まります。
凝縮した形態とより高い降着率、およびオーバーバウンド雲。 DisPerSE を使用して識別された 3D フィラメントと
私たちが開発し、Fiesta と呼ばれるこの研究で一般に公開されている新しい Python ツールキットを通じて分析されましたが、明確な傾向は示されていません
初期乱流モード間の長さ、質量、密度。 ただし、オーバーバウンド雲はより多くのフィラメントを生成するため、
フィラメントの質量が大きくなります。 フィラメントが収束することによって形成されるハブは、驚くべきことに星形成に有利であることが判明した。
ハブに接続するフィラメントの数に関係なく、同様の質量分布が得られます。
キーワード: 星:形成 – ISM:雲 – ISM:構造 – 乱流 – ソフトウェア:公開
導入
星形成の研究は数世紀にわたって行われていますが、基本的な
初期段階を管理する物理的プロセスはまだ不十分なままです
理解した。 現在の星形成のパラダイムは、星間物質の低温で高密度の相 (ISM) が、
分子雲の形で、暴走する重力崩壊を起こす
そしてその過程でスターが誕生します。 1907 年にはすでに仮説が立てられていました。
これらの雲は均一ではなく、下部構造を含んでいたということ
高密度のコアを接続するフィラメントの形で (Barnard 1907)。 以上
数十年にわたり、文献はモデリングを含むように大幅に拡大しました。
そして原始星から星に至るまでのこれらの部分構造の特徴付け
高密度のコアと塊から、パーセク規模のフィラメント、数百パーセク規模の分子雲まで。 特に、
Herschel による ISM におけるこれらのフィラメントの遍在性 (例:
メンシコフら。 2010) は、ISM ジオメトリを複雑なマルチスケールに接続することについての興奮と研究をもたらしました。
星形成の物理学、特に大質量星の物理学 (Hacar を参照)
他。 2022 およびその中の参考文献)。
分子雲の典型的な特徴は一般に理解されています。分子雲は密度が高い (≳ 100 cm−3)
)、主に H2、HI、H+ で構成されます。
、CO、およびその他の C、H、O、N 分子 (Bergin
他。 1997）。 CO と多数のガスによる効率的なライン冷却
吸収性の粉塵粒子は、特有の低温を与えます。
10 K – 20 K (たとえば、Bergin & Tafalla 2007 のレビューを参照。Dobbs et al.
2014) — 重力崩壊に最適な条件
雲。 ただし、崩壊は直線的ではありません。 雲が浸透してる
Larson (1981) の初期研究で実証されているように、進化に重要な役割を果たす超音速の圧縮性乱流によるもの
クラウドの（例えば、Mac Low & Klessen 2004; McKee & のレビューを参照）
オストラカー 2007)。 分子雲の崩壊を完全に特徴づける
発生するスケールが複雑なため、困難な作業です
— 銀河星間物質のキロパーセクスケールから下へ
単一の原始恒星天体の場合は 0.01 パーセク未満です。 理想化された
シミュレーションにより、ガスが乱流の特性に関連する対数正規密度確率関数 (PDF) を生成することが明らかになりました。
そしておそらくその後の恒星の初期質量関数 (IMF) (例:
Klessen & Burkert 2000; Krumholz & McKee 2005; ブルクハルト 2018;
Federrath & Klessen 2013)。 一般に、乱気流は遊びであると見なされます
二重の役割: グローバルな崩壊に対してクラウドをサポートするだけでなく、複雑な崩壊を引き起こすローカルな圧縮を通じてクラウドを加速します。
高密度ガスのフィラメント状ネットワーク。
フィラメントの質量、サイズ、密度は数桁に及ぶ場合があります。
大きさは、長さが 0.01 pc から数百 pc の範囲であり、質量は 0.01 M⊙ ～ 10^5 M⊙ です (Hacar et al.
2022年）。 それらは通常、1000 cm-3 より高い中心数密度を持っています。
。 これらのフィラメントは断片化してより高密度の塊とコアになります。
星や星団が生まれる場所 (Hartmann 2002; André
他。 2010年; マイヤーズ 2011; ハカルら。 2013年; コニベスら。 2015) —
紐についたビーズのように。 このため、フィラメントはあらゆる製品の重要な成分になります。
特にハーシェル以降の時代の星形成理論。 数値
シミュレーションでは、収縮するシート状の雲が形成されることが示されています。
材料をフィラメントに垂直な速度の流れでフィラメント上に塗布します。
フィラメントに導かれると、材料は縦方向に流れます。
コアに向けて (例: Smith et al. 2011; Gómez & Vázquez-Semadeni
2014年; スミスら。 2016）。 これはシミュレーションを使って推測するだけではなく、
しかし、観察でも見られます (Kirk et al. 2013; Peretto et al. 2013;
ハカルら。 2017年; 劉ら。 2021）。 したがって、フィラメントはブリッジを形成します
崩壊ガスを大規模なスケールから高密度のコアに移動させるため
星が形成されるかもしれない場所。 現代の理論研究では、
これらのフィラメントを生じさせる多くの異なるメカニズム（Hen nebelle 2013; Federrath 2016; Smith et al. 2016; Abe et al. 2021）。
フィラメントの重要性にもかかわらず、観察と数値の両方において、物理的動機に基づいた普遍的なフィラメントの定義はありません。
シミュレーション。 初期の先駆的な研究では、無限等温シリンダーの理想化されたフィラメント形状が使用されていました (Ostriker 1964a,b; Larson)
1985年。 Inutsuka & Miyama 1992)、臨界線質量が存在し、それを超えると重力で不安定になり、コアに断片化することがわかりました。 しかし、現代の研究では、フィラメントははるかに遠いことが判明しています
理想的なものではなく、複雑な下部構造を持っています。 これらは動的オブジェクトです
磁場の影響を受ける（Nagasawa 1987; 中村ら 1993;
アダムら。 2016年; アデら。 2016年; Li & Klein 2019)、外部圧力 (Fiege & Pudritz 2000)、乱流 (Hartmann 2002)、フィラメント
(Gritschneder et al. 2017) との相互作用を通じて進化します。
彼らの環境 (Smith et al. 2014b)。 重要なことがありました
0.1pcの汎用フィラメント幅の可能性に関する議論、
Arzoumanian らによって最初に提案されました。 （2011年）。 これについては依然として論争が続いている
それが方法論の影響である可能性を示唆する人もいます
幅 (Smith et al. 2014b) または距離の効果を導き出すために使用されます。
および解決策 (Panopoulou et al. 2022)。 完全なディスカッションについては、
フィラメントについては、Hacar らによるレビューを参照してください。 （2022年）。
フィラメントの進化は大質量星の進化と密接に関係しています。 大質量星は銀河の進化において重要な役割を果たします。
風と放射線、さらには複数の超新星爆発によってガス星のサイクルを制御している (Mac Low & Klessen 2004)。 の研究
大規模な星の形成も、IMF を抑制するために重要であり、
銀河における星形成速度を特徴づけます。 それにもかかわらず、その形成の完全な理解は依然としてとらえどころのないままです。 2つの現代理論
存在します: コア付加と競合付加。 コア付着部では
モデル、から凝縮した巨大な自己重力前星核
断片化した塊（原始星領域）が巨大な星を生み出す
(Shu et al. 1987; McKee & Tan 2003)。 競合降着モデルでは、高密度の塊の形成が同時に発生します。
星団と一緒に。 当初、この理論は星が成長することを提案しました。
Bondi-Hoyle 型付加 (Zinnecker 1982; Bonnell et al. 2001a)。
しかし、現代の理論では、降着現象に焦点を当てています。
親ガスの塊が大規模に崩壊し、それによって原始星が誕生すること
大きな半径からの潜在的な降着塊の中心に位置し、
(Bonnell & Bate 2006; Smith et al. 2009)。 のために
このトピックに関する包括的なレビューについては、Tan et al. を参照してください。 (2014)
およびその中の参考文献。 機構を問わず高解像度
アルマ望遠鏡からの観測は、複雑な相互作用の関係を示唆しています。
フィラメントのネットワークと大質量星を形成する塊 (例: ペレット)
他。 2013年; ハカルら。 2018年; モットら。 2018年; チェンら。 2019年; デ・ワンガンら。 2020年）。 当然のことながら、フィラメントの交差点、つまり「ハブ」、
これらの塊の主な容疑者は、非常に高い密度を持っています。
それは大規模な星の形成をサポートすることができます (Myers 2009; Peretto et al.
2012年; シュナイダーら。 2012年; カークら。 2013年; レイナーら。 2017)
分子雲における乱流と地球規模の崩壊の複雑なダイナミクス、およびフィラメント状雲の形成と進化
ネットワークとハブは数値シミュレーションの完璧な基盤を形成します
— 星形成のレシピを制限するため。 磁気流体力学 (MHD) コードの使用は、この目的のために広く普及しています (Fryxell
他。 2000年; Springel 2010)。 理論とその後のシミュレーションは、このトピックに関して 2 つの競合するシナリオに分割されます。
激動のシナリオと世界的な階層構造と混沌とした崩壊
シナリオ。
乱流シナリオでは、分子雲はビリアル平衡状態にあります
自己重力と強力な超音速乱気流の間で進化する
何度も自由落下を繰り返し、低い星形成率を維持する
全体を通して（Mac Low & Klessen 2004; Ballesteros Paredes et al. 2007; McKee & Ostriker 2007; Bergin & Tafalla 2007; によるレビューを参照してください。
グネディンら。 2006、およびその中の参考文献）。 このシナリオのために
うまくいくためには、継続的な乱気流の原因がなければなりません。
これらのクラウドをサポートします。 提案されたメカニズムは (i) 内部フィードバックです。
優れた情報源から (例: Norman & Silk 1980; Franco & Cox 1983;
マッキー 1989; クラムホルツら。 2006年; ゴールドバウムら。 2011)、または (ii)
暖かい中性媒体内の流れを収束させることによる外部駆動
(例: Vázquez-Semadeni et al. 2007, 2010; Heitsch & Hartmann
2008年; クレセン＆ヘネベル 2010; ミシックら。 2013）。 しかし、
前者は、観測された非熱速度を説明できません。
星形成のない雲、一方後者の推進力は弱すぎる
クラウドをサポートします。 このシナリオのシミュレーションは乱気流を引き起こす
大規模な場合 (例: Federrath et al. 2008; Heyer & Brunt 2004;
Federrath 2016)、シミュレーション ボックスを定期的に「振る」のと似ています
（乱流強制と呼ばれます）。
グローバルな階層構造の崩壊に対する反対の見方は、次のことを提案しています。
分子雲は、大規模な HI 流から生じる一時的で不規則な特徴です (Vázquez-Semadeni et al. 2019 のレビューとその参考文献を参照)。 流れが合流することで乱流が発生する
そして崩壊そのもの（いわゆる「混沌とした陥落」）によって増幅され、
中程度の超音速の雲に上昇します。 乱流エネルギーのほとんどは
多数の弱い衝撃によって減衰します (Smith et al. 2000a,b)。
そして雲の進化は大量のカスケードの形で起こります - 崩壊はすべてのスケールで起こり、より小さなスケールが降着します
親構造から（例：Hopkins 2013）。 小さく密集した領域は後で収縮しますが、大きく拡散した領域よりも短い時間スケールで収縮します。
全体として、局所的な崩壊中心部への世界的な縮小が発生する
〜 1 つの自由落下タイムスケールで。 分子雲の複雑な内部構造を密度揺らぎの増幅で説明する
自己重力、磁気流体力学的不安定性による (Heitsch
他。 2005、2006、2007）および熱不安定性（Hennebelle および
ペロー 1999; Audit & Hennbelle 2005)。 一時的なオブジェクトとして、
雲の重力位置エネルギーは低く始まり、増加します
運動エネルギーと熱エネルギーに追いつくまで単調に変化します。 したがって、クラウドは真のビリアル平衡で進化するのではなく、
重力が支配するまでは、そこから遠く離れて進化します。
エネルギーバランスを引き起こし、
ほぼ等分配条件 𝐸grav 〜 2𝐸kin (バスケス-セマデニ)
他。 2007年; ボニーラ・バローゾら。 2022年; バスケス・セマデニら。
2019）。 このモデルの成功により、このモデルは当社の基礎を形成しています。
数値シミュレーション。 このシナリオは、フィードすることでシミュレートできます。
分子雲に乱流の速度場を与え、自己重力に雲の進化を引き継がせ、分子雲の「崩壊」をもたらします。
初期条件。
情報源によっては発生源、雲の中の乱気流のモードに応じて
圧縮（カールなし）またはソレノイド（発散なし）にすることができます。 動的メカニズム（銀河スパイラルショックと収束流）
または恒星のフィードバック (超新星や放射線圧で駆動される殻)
雲の中では圧縮モードが励起される一方、高せん断環境（銀河中心など）や磁気回転の不安定性は発生します。
ソレノイドモードを誘発します (Federrath et al. 2016)。
この作業では、15 の重力乱流シミュレーションのスイートを通じて、
異なる初期値をシードして、乱流がどのように自由に減衰するかを調査します。
乱流モード (混合、圧縮、ソレノイド) と動的状態 (ビリアル比によって特徴付けられる) が進化に影響を与える
分子雲の。 この論文は大きく2つに分かれています
部品。 セクション 2 では、フィラメント構造を特定し特徴付けるために使用される数値モデルと方法論の概要を説明します。
進化した雲。 セクション 3 では、さまざまな項目を紹介し、説明します。
雲の形態や密度分布に至るまでの結果、
星形成統計、IMF、フィラメント統計まで。 最後に、私たちは
セクション 4 でいくつかの注意点と今後の作業を概説し、要約します。
結論はセクション 5 で説明します。
図 1. 初期条件の 𝑧 方向のカラム密度投影
分子雲の場合。 雲は球対称で中心にあります。
シミュレーションボックス。 灰色の破線で囲まれた領域は、
≈ 19.4 pc3 は関心領域 (ROI) の輪郭を描きます。 私たちの分析は制限されています
紙全体を通じてこの領域に言及します。
図 2. RNG シード = 57 を使用して生成された、ビリアル型等分配による乱流速度場の例。図は、
それぞれ混合モード、圧縮モード、ソレノイド モードの速度フィールド。 示されている速度は、雲の表面、雲に面している部分の速度です。
見る人; 雲は確かに球形ですが、軸が歪んでいるため楕円体のように見えます。 変動の大規模な性質、特に縞模様に注意してください。
圧縮乱流に典型的なパターン。
図 3. DisPerSE を使用して特定されたフィラメント状構造の例
シミュレーションC57。 上のパネルは、中央領域全体の投影を示しています。
フィラメント付きシミュレーション ボックス (白)。 中央のパネルも同様ですが、> 5000 cm^-3 を超える高密度領域の投影のみ。 下部パネルには 3D が表示されます
これらの密な領域のプロット (色)、その軸方向の投影 (灰色の影)、
フィラメント（赤）。
図 4. ランダムに選択されたフィラメントに対して実装された 2 つのフィラメントスパイン補正アルゴリズム (「密度の中心」と「最大密度」) の例
対応する半径方向密度プロファイル。 上の行: フィラメント (および投影) の補正前と補正後の 3D プロットをダークグレー (ライトグレー) で示しています。
赤 (明るい赤) で、アレポ セル (色) は、フィラメントのスパインに沿った半径 𝑅cyl = 0.1 pc の各縦方向のシリンダーに属しています。 下の行: プロット
アレポ細胞の密度とフィラメントスパインからの距離（黒色散布）を等高線（色）とともに示します。
対応する半径方向密度プロファイル。 上の行: フィラメント (および投影) の補正前と補正後の 3D プロットをダークグレー (ライトグレー) で示しています。
赤 (明るい赤) で、アレポ セル (色) は、フィラメントのスパインに沿った半径 𝑅cyl = 0.1 pc の各縦方向のシリンダーに属しています。 下の行: プロット
アレポ細胞の密度とフィラメントスパインからの距離（黒色散布）を等高線（色）とともに示します。
5。結論
この論文では、分子雲における大規模な乱流の影響と、それと高密度のフィラメント状ネットワークおよび星形成領域との関係を研究します。 15 の高解像度 Arepo シミュレーションを実行します
質量 10^4 M⊙、半径 ≈ 9 pc の球状の分子雲、
さまざまな種類の減衰乱流が播種されます。 これらのシミュレーションのうち 9 つは、混合、純粋な圧縮、および純粋なシミュレーションの比較に焦点を当てています。
ビリアルバランスにおける乱流のソレノイドモード、他の 6 つのモード
異なるビリアル比の比較に焦点を当て、重力的に生成する
オーバーバウンドとアンダーバウンドの雲。 一連のシミュレーションは Zenodo で公開されています。 高密度のコアと塊が形成されます。
シミュレーション、シンク粒子は星形成の特徴付けに使用されます。
フィラメントは DisPerSE を使用して識別され、次を使用して特性評価されます。
新しいアルゴリズムは、Fiesta と呼ばれる Python ツールキットとしてリリースされました。 私たちの
シミュレーションから得られた主な結論は次のとおりです。
(i) 異なる初期乱流モードをシードした雲が崩壊する
星の形成が起こる時間スケールも異なります。
圧縮シード乱流により崩壊が早期に開始される
最初の崩壊後、約 1.5 万年から 2 万年かけて星々に変化
(1 自由落下タイムスケール 𝑡ff の 30%)、その後に混合乱流が続きます。
ソレノイドシード乱流は最も遅く、星形成が始まるまでの時間は崩壊後わずか 3 ミリ秒から 4 ミリ秒 (𝑡ff の 60%) です。 大衆
降着率は、圧縮モードの場合、および境界を越えた雲の場合により高くなります。
(ii) 圧縮されたシード雲とオーバーバウンド雲は、よりコンパクトな全体構造を持つ、中心に凝縮された形態を生じさせます。
一方、ソレノイドのシード雲とアンダーバウンド雲がさらに発生します。
フィラメントのような形態。 後者の特徴はさらに
拡散雲、より大きなボリュームに広がります。
(iii) ガス密度分布の低質量端 (PDF)
初期の乱流モードの痕跡を維持します。 ソレノイドシード
乱流はアンダーバウンドと同様に、より多くの低密度領域を生成します
雲。 ただし、PDF の高質量部分は次のものによって支配されています。
重力崩壊（ローカルおよびグローバルの両方）が発生するため、好まれます。
行き過ぎた雲の中で。
(iv) シンク質量関数 (内部に入る質量を表す)
恒星系）の場合、褐色矮星の質量沈下が支配的である
ソレノイドシード雲の。 これらの雲は、
他の乱流モードよりもはるかに多く沈みますが、質量分布は確かに底部に重くなっています。 高質量体制は一般的に
混合/圧縮シードでより大きな数の部分を構成します
雲が飛び越えますが、最も巨大な沈み込み (> 16 M⊙) が形成されます。
すべてのシミュレーションで同様に。
(v) フィラメントの長さと質量の分布は、一見次のようになります。
密集した乱流を追跡するため、シードされた乱流のモードの影響を受けません。
初期乱流が減衰し、洗い流される可能性がある領域
局所的な崩壊力学によって破壊されます。 ただし、より高い重力位置エネルギーを持つ雲はより多くのフィラメントを生成するため、ネットワークが長くなり、フィラメントの総質量が増加します。 すべてのシミュレーションを通して、
フィラメントは時間の経過とともに塊となって断片化し、その結果、
豊富な超臨界フィラメント。 崩壊の後期段階では
(シミュレーションでは 𝑀sink = 1000 M⊙ で)、平均フィラメント長
は ≈ 0.75 pc ですが、平均質量は ⊈ 10 M⊙ です。
(vi) フィラメントが収束するハブ/接合部は、収束するフィラメントの数が増加するにつれて比例してより高い密度を示します。
シンクはハブ アクティビティを優先し、低質量のシンクは次のことを示します。
ハブから離れると散乱が大きくなります。 シンクの分散は不可知論的です
ハブに集まるフィラメントの数。
分子における初期条件の役割を簡潔にまとめると、
雲: 初期の乱気流が雲の拡散領域に痕跡を残します。
さまざまな拡散形態を通して見られる、褐色矮星の質量
PDF の過剰および低密度の端。 PDF の高密度端を通して見ると、初期重力が高密度領域を支配しますが、
フィラメント内の質量が豊富になり、ハブの活動が増加します。
この論文では、分子雲における大規模な乱流の影響と、それと高密度のフィラメント状ネットワークおよび星形成領域との関係を研究します。 15 の高解像度 Arepo シミュレーションを実行します
質量 10^4 M⊙、半径 ≈ 9 pc の球状の分子雲、
さまざまな種類の減衰乱流が播種されます。 これらのシミュレーションのうち 9 つは、混合、純粋な圧縮、および純粋なシミュレーションの比較に焦点を当てています。
ビリアルバランスにおける乱流のソレノイドモード、他の 6 つのモード
異なるビリアル比の比較に焦点を当て、重力的に生成する
オーバーバウンドとアンダーバウンドの雲。 一連のシミュレーションは Zenodo で公開されています。 高密度のコアと塊が形成されます。
シミュレーション、シンク粒子は星形成の特徴付けに使用されます。
フィラメントは DisPerSE を使用して識別され、次を使用して特性評価されます。
新しいアルゴリズムは、Fiesta と呼ばれる Python ツールキットとしてリリースされました。 私たちの
シミュレーションから得られた主な結論は次のとおりです。
(i) 異なる初期乱流モードをシードした雲が崩壊する
星の形成が起こる時間スケールも異なります。
圧縮シード乱流により崩壊が早期に開始される
最初の崩壊後、約 1.5 万年から 2 万年かけて星々に変化
(1 自由落下タイムスケール 𝑡ff の 30%)、その後に混合乱流が続きます。
ソレノイドシード乱流は最も遅く、星形成が始まるまでの時間は崩壊後わずか 3 ミリ秒から 4 ミリ秒 (𝑡ff の 60%) です。 大衆
降着率は、圧縮モードの場合、および境界を越えた雲の場合により高くなります。
(ii) 圧縮されたシード雲とオーバーバウンド雲は、よりコンパクトな全体構造を持つ、中心に凝縮された形態を生じさせます。
一方、ソレノイドのシード雲とアンダーバウンド雲がさらに発生します。
フィラメントのような形態。 後者の特徴はさらに
拡散雲、より大きなボリュームに広がります。
(iii) ガス密度分布の低質量端 (PDF)
初期の乱流モードの痕跡を維持します。 ソレノイドシード
乱流はアンダーバウンドと同様に、より多くの低密度領域を生成します
雲。 ただし、PDF の高質量部分は次のものによって支配されています。
重力崩壊（ローカルおよびグローバルの両方）が発生するため、好まれます。
行き過ぎた雲の中で。
(iv) シンク質量関数 (内部に入る質量を表す)
恒星系）の場合、褐色矮星の質量沈下が支配的である
ソレノイドシード雲の。 これらの雲は、
他の乱流モードよりもはるかに多く沈みますが、質量分布は確かに底部に重くなっています。 高質量体制は一般的に
混合/圧縮シードでより大きな数の部分を構成します
雲が飛び越えますが、最も巨大な沈み込み (> 16 M⊙) が形成されます。
すべてのシミュレーションで同様に。
(v) フィラメントの長さと質量の分布は、一見次のようになります。
密集した乱流を追跡するため、シードされた乱流のモードの影響を受けません。
初期乱流が減衰し、洗い流される可能性がある領域
局所的な崩壊力学によって破壊されます。 ただし、より高い重力位置エネルギーを持つ雲はより多くのフィラメントを生成するため、ネットワークが長くなり、フィラメントの総質量が増加します。 すべてのシミュレーションを通して、
フィラメントは時間の経過とともに塊となって断片化し、その結果、
豊富な超臨界フィラメント。 崩壊の後期段階では
(シミュレーションでは 𝑀sink = 1000 M⊙ で)、平均フィラメント長
は ≈ 0.75 pc ですが、平均質量は ⊈ 10 M⊙ です。
(vi) フィラメントが収束するハブ/接合部は、収束するフィラメントの数が増加するにつれて比例してより高い密度を示します。
シンクはハブ アクティビティを優先し、低質量のシンクは次のことを示します。
ハブから離れると散乱が大きくなります。 シンクの分散は不可知論的です
ハブに集まるフィラメントの数。
分子における初期条件の役割を簡潔にまとめると、
雲: 初期の乱気流が雲の拡散領域に痕跡を残します。
さまざまな拡散形態を通して見られる、褐色矮星の質量
PDF の過剰および低密度の端。 PDF の高密度端を通して見ると、初期重力が高密度領域を支配しますが、
フィラメント内の質量が豊富になり、ハブの活動が増加します。
