雲と雲の衝突によって引き起こされる大規模なコア/星形成

分子雲の自己収縮を待たなくても分子雲同士の衝突で恒星の形成が開始する。以下、機械翻訳。
雲と雲の衝突によって引き起こされる大規模なコア/星形成：II磁化された雲の高速衝突
概要
巨大な自己重力の形成に対する磁場の影響を研究します
高速雲雲衝突（CCC）の自己重力結合コア（MBC）。以前の拡張作業（Sakre et al。2021）では、高速（20〜40 km s-1）に従って電磁流体力学シミュレーションを実行します。
）2つの磁化された（最初は4 µG）乱流雲間の衝突7〜20個の範囲のさまざまなサイズの。磁場効果が妨げになることを示します
コアの成長、特にコアが取得できない短時間の衝突後
高度に束縛されています。このような場合、衝突によって生じた衝撃を受けた領域は急速に拡大します。
強化された磁気圧力による周囲媒体、その結果、高度に非結合のコアと大規模なコアへのガス付着の抑制。この悪影響
MBC形成については、過去の流体力学シミュレーションでは見られなかった現象です。
同様のCCCモデル。私たちの前の仕事と一緒に、私たちは磁場がCCCのMBC形成に2つの競合する効果を提供します。彼らが質量を促進している間
衝突中にコアに蓄積すると、コアを破壊したり、コアを妨害したりするように動作します
衝突後の成長。衝突の持続時間は、どの効果が優勢であるかを決定し、与えられた衝突する雲とのMBC形成の最大衝突速度。私たちの結果
対応するカラム密度範囲のCCCサンプルで観察された傾向と一致します。
相対速度が高い雲は、塊を形成するためにより高い柱密度を必要とします
星（榎屋ほか2021）。
キーワード：MHD – ISM：雲–星：大規模–星：形成– ISM：磁場

図1.上部パネルのM10とM20、下部パネルのL20、L30、L40について、𝑧= 0 pcでのガス密度のスライスプロット（𝑡= 0（左）と0.5 Myr（右））。
カラーバーはガス密度を示します


図2.M20の𝑡=0.9、1.3、1.5、1.8、2.5、および3.1Myrでの𝑧=0パーセクでのガス密度のスライスプロット。 カラーバーはガス密度を示します。


図3.左のパネル：𝑧= 0パーセク、𝑡= 0.9、1.3、および1.5 Myrでのガス密度のスライスプロット、次の式で与えられる磁気フィールド方向の正規化されたベクトル
（𝐵𝑥、𝐵𝑦）/√︃𝐵^2_𝑥 + 𝐵^2_𝑦
M20では。 右のパネル：磁場と速度の間の角度である𝜃のスライスプロット（𝑣𝑥、𝑣𝑦、𝑣𝑧）、𝑧= 0パーセク
（𝑣𝑥、𝑣𝑦）/√︃𝑣^2_𝑥 + 𝑣^2_𝑦の単位ベクトルを持つエポック
M20では。 𝑣𝑥、𝑣𝑦、および𝑣𝑧は、衝撃を受けたフレーム内の速度の𝑥-、𝑦-、および𝑧-コンポーネントです。
それぞれ地域。 右のパネルの輪郭は、密度が5𝜌0を超えるガスを示しています。


図4.高密度（>5×10-20g cm-3）の総質量の時間発展
）ガス領域、𝑀high、tot、すべてのモデル。 三角形と円は
すべてのCCCモデルのそれぞれのスモールクラウドとターゲットクラウドのショッククロスエポック。 M20とL20の三角形は、初期段階で重なり合っています。


図5.M10の𝑡=1.3、2.1、2.5、および3.1Myrでの𝑧=0パーセクでのガス密度のスライスプロット。 カラーバーはガス密度を示します


図16.H2カラム密度、𝑁H2
、すべてのCCCモデルで𝑡=3.1Myrの𝑦-𝑧平面の衝突軸に沿って。 マーカーは大規模な境界の位置を示します
コアと各マーカーの数字は、𝑀の単位でその質量を示しています。 大きなマーカーは、100𝑀太陽を超える大規模に束縛されたコアに使用されます。 カラーバーは
列密度と矢印は、衝突軸に沿って平均化された質量加重磁場に沿った単位ベクトルを示しています。


図17.上部パネル：ピークH2カラム密度の時間発展𝑁
ピークH2
、衝突軸に沿って測定され、𝑡=0.5から3.1Myrまでの1pcの空間分解能で測定されます
CCCモデルの場合。 大規模なバインドされたコア形成後のエポックには、より大きなマーカーが使用されます。 下部パネル：𝑁
ピークH2
𝑡=0.5Myrでの衝突速度と
半透明の上部パネルで使用されているのと同じマーカーを使用したCCCモデルの最終シミュレーションエポック（𝑡= 3.1 Myr）でのエラーバーとの推定衝突速度
榎屋らの図9（a）の画像。 （2021）。 同じマーカーの上部と下部は𝑁を示しています
ピークH2
𝑡=0.5および3.1Myrでそれぞれ。 の総数
𝑡=3.1Myrの大規模なバインドされたコアは、下部のマーカーの横に書き込まれます。 式（19）で与えられる分析条件は、点線と破線で示されています。
𝑡=3.1Myrでの衝突速度を推定する方法は本文に記載されています。

5まとめ
磁場の形成に及ぼす影響を研究します
高速での大規模な自己重力結合コア（MBC）雲-雲衝突（CCC）。以前の作業を拡張する（Sakreetal。 2021）、これらの電磁流体力学シミュレーションを実行します
これらの衝突速度の役割を明確にするための高速CCC
プロセス。磁化された衝突の2つの組み合わせを想定しました
雲、中小雲（Mと呼ばれる）、および小
および大きな雲（Lと呼ばれる）。これらの雲は最初に
巨大な分子雲の典型的な密度。彼らの雲のサイズは7-20パーセク（23～65光年）、です質量は10^3--10^4𝑀太陽、そして彼らは内部を持っています
乱気流。雲は均一な磁場に浸されています
𝐵0=衝突軸に垂直な4.0µG。磁場は
雲の内部乱流運動によって変更されます。衝突
10および20kms-1の速度
中小規模の場合を想定
雲（M10およびM20）および20、30、および40 km s-1
のために仮定されます
小雲と大雲（L20、L30、L40）。まとめます
数値結果は次のとおりです。
1.モデルM20、L30、およびL40では、MBCの形成はほとんどありません。
発生します。これらのモデルでは、衝突の持続時間は比較的です
コアがガスを十分に蓄積できないという意味で短い
衝突の過程で重力によって拘束されます。後に
衝突の持続時間、コアを含むショックを受けた領域
周囲の媒体に急速に拡大します。そのような拡張が推進されます
のラム圧力よりもはるかに高い磁気圧力によって
周囲の媒体。拡大は破壊につながります
非結合コアとコア質量成長およびMBCの抑制
形成。
2.一方、モデルM10およびL20では、
衝突は比較的長く、MBCの形成は効率的です
発生します。コアは、中にある間、重力によってしっかりと結合されます。
衝突する雲の間の境界面に作成された衝撃層。
ショックを受けた領域がに拡大している間も、コアはバインドされたままです
衝突後の周囲媒体。
3.全体として、MBCの形成は、前者のモデルM20、L30、およびL40では非効率的ですが、後者のモデルM10では効率的です。
およびL20。これらの結果は、それを超えると臨界速度を示します
磁場はMBC形成の抑制に貢献します。
衝突する雲のさまざまな組み合わせによって異なります。いいえ
CCCモデルの以前の流体力学シミュレーションは報告しています
MBC形成に対する磁場のこの悪影響。
4.以前の研究と合わせて、磁場は次のような形成に2つの競合する効果をもたらすと結論付けます。
CCCのMBC。それらは衝突中にコアへの質量蓄積を促進しますが、コアを破壊したり妨害したりするように機能します
衝突後のコアの成長。衝突の持続時間は決定します
どの効果が優勢であり、最大の衝突速度を提供します
与えられた衝突する雲のためのMBC形成。
5.私たちの結果は、衝突時のMBC形成を示しています
より高速の雲は、衝突する雲のより高い初期柱密度と、最大衝突速度を必要とします。
衝突する雲の柱密度に依存します。これらのプロパティ
OBと衝突する雲の観察された特性に非常に似ています
榎屋らによって報告された星。 （2021）。