衝撃によって引き起こされた星形成

どんな分子雲でも全ての衝撃波で圧縮されて恒星が形成されるわけではありません。自己重力だけでは収縮できないので周囲から押されて収縮するパターンが多い？以下、機械翻訳。
衝撃によって引き起こされた星形成
2021年8月12日に提出
概要
星形成は、衝撃波による圧縮によって引き起こされる可能性があります。この研究では、調査しました
自己重力を伴う3D流体力学シミュレーションを使用した流体力学的衝撃とボナーエバート球との相互作用。私たちのシミュレーションは、クラウドの進化は主に2つに依存していることを示しました
パラメータ：衝撃速度と初期雲半径。より強い衝撃は雲をより圧縮することができます
効率的に、そして中央領域が重力的に不安定になるとき、衝撃は雲を引き起こします
収縮。しかし、それが過度に強い場合、それは雲をより激しく細断し、雲は
破壊されました。単純な理論的考察から、トリガーされた重力の条件を導き出しました
崩壊、それはシミュレーション結果と一致しました。シンク粒子を導入し、さらにフォローしました
星形成後の進化。より強い衝撃は雲の物質をより効率的に細断する傾向があるので、
衝撃が強いほど、形成された星の最終的な（漸近的な）質量は小さくなります（つまり、沈みます）
粒子）になります。さらに、衝撃は雲を加速し、衝撃で加速された混合を促進します
星間物質ガス。その結果、シンク粒子と衝撃を受けた雲の間の分離
センターとそれらの相対速度は時間とともに増加します。また、雲の乱れの影響を調査しました
衝撃波と雲の相互作用について。雲の乱流が急速な雲の収縮を防ぐことを観察しました;
したがって、乱流の雲は、熱的に支えられた雲よりも急速に破壊されます。したがって、
形成された星の質量は小さくなります。私たちのシミュレーションは、進化論への一般的なガイドを提供することができます
衝撃の影響を受けた高密度コアとボックグロビュールのプロセス。
キーワード：流体力学— ISM：雲—方法：数値—衝撃波—星：形成

図1.シミュレーション設定の概略図。 雲は（0、0、0）を中心にしています。 衝撃は上向きに伝播しています
速度vshのISM。 ショックを受けたISMは灰色で示されます。


図2.各モデルに採用された値。 各円の位置は初期条件を示し、無次元半径ξは
初期の雲、および伝播する衝撃のマッハ数Msh。 各交差点の位置は、乱流の位置を示します
モデル。 付録Cでは、各モデルの初期パラメータも数値で指定しています。


図3.左のパネル：初期中央雲密度ρmax/ρcに正規化された最大密度の時間発展
Msh = 1.2−5.64の衝撃マッハ数の範囲でξ= 3.22の最初の重力安定球。右パネル：同じ
左のパネルとして、しかし雲の破砕時間tccに正規化された進化時間の関数として。実線は
重力崩壊が衝撃によって引き起こされるモデル。雲が崩れない場合
衝撃の通過は破線で示されています。垂直の破線は、平均を使用して計算された自由落下時間tffを示します
初期のボナー・エバート球の密度。ポイント（1）はMsh = 1.41のリバウンドフェーズに対応し、ポイント（2）は対応します
最大密度がMsh = 1.41のポイント（1）に等しい場合、密度の増加フェーズに移行します。ポイント（3）はに対応します
Msh = 5.00の場合のリバウンドフェーズ。ポイント（4）は、最大密度が等しい場合の密度の増加フェーズに対応します。
Msh = 3.15の場合はポイント（3）に移動します。ポイント（5）はMsh = 1.20のリバウンドフェーズに対応し、ポイント（6）は
Msh = 3.15の場合、最大密度がポイント（5）に等しい場合、密度フェーズが増加します。


図4.最大密度点と速度を中心とした（x、y）平面の密度分布の拡大スライス
ξ= 3.22およびMsh = 1.41の矢印。 図の中央に最大密度が発生した領域を示します。
赤い点はシンク粒子を示します。 図3のような密度の変化が図に示されています。 周辺エリア
パネル（a）と（b）の白い点線は、雲の中を伝播する衝撃によって形成された圧縮衝撃層を示しています。
パネル（c）の白い丸で囲まれた領域は、上流と下流の衝撃が衝突した部分を示しています。


図5.単位密度および速度あたりの質量（つまり、√v＾2x + v＾2x + v＾2z）　ξ= 3.22およびMsh = 1.41モデルの間隔。 のガスのみ
この図には、C＞ 0.1の領域が表示されています。 黒い縦線は、初期の雲の中心密度ρcを示しています。 青と赤
2本の破線は、これらの線の右側にあるガスの総質量が初期の50％と20％を占めていることを示しています。
それぞれ雲の質量。


図6.の場合の図5のようξ= 3.22およびMsh = 3.15に。

5。結論
自己重力とシンク粒子を用いた3D流体力学シミュレーションを使用して、衝撃と雲の相互作用を研究しました。
衝撃を受けた雲の進化は、衝撃速度と雲の半径に強く依存することを示しました。の場合
衝撃のマッハ数が低すぎるため、衝撃は雲を十分に圧縮できず、雲の崩壊を引き起こします
そして雲は徐々に破壊されます。一方、衝撃のマッハ数が高すぎると、衝撃は破壊されます
雲が崩壊する前に、雲の表面の流体力学的不安定性を介して雲。中間マッハのみ
数の衝撃は雲の崩壊を引き起こす可能性があります。また、雲が崩壊しても雲の進化には違いがあります
リバウンドの有無など。崩壊のマッハ数の制約が
無次元半径の関数として表現されます。マッハ数の下限は、
ボナー・エバート球の臨界圧力と周囲ガスの衝撃後圧力。マッハ数の上限
雲の崩壊と雲の破壊のタイムスケールを比較することで得ることができます。
雲が崩壊する可能性がある場合、衝撃のマッハ数が高いほど、漸近性は低くなります。
形成されたシンク粒子の質量はになります。これは、マッハ数の高い衝撃が流しの周りの雲ガスを取り除くためです。
粒子が速くなり、効果的な降着時間が短くなります。衝撃のマッハ数が高いほど、
相対速度と位置の増加が速くなります。
また、初期の雲に乱流速度場がある場合にも対処します。乱流雲が
マッハ数による進化の違いについては、非乱流の対応物と同じ傾向です。いくつかのショックは
雲の崩壊を引き起こしますが、過度に強い衝撃は雲をより速く破壊し、雲の崩壊を引き起こすことはできません。 NS
乱流自体が雲の収縮を抑制し、形成された漸近的なシンク粒子の質量を減少させます。
これらのシミュレーション結果は、影響を受けた高密度コアまたはボックグロビュールの進化過程への一般的なガイドを提供します
超新星、恒星風、電離前線による衝撃によって。