銀河の中で冷たい分子雲の寿命は短い。恒星や原始惑星系円盤に成長できる塊は少数派？以下、機械翻訳。
銀河系中の冷たい雲の生存について
（2019年9月5日に提出）
多相の銀河周囲の媒体でのクールな雲の生存と寿命を調査します。放射冷却と加熱、イオン化と自己遮蔽、自己重力、磁場、および異方性ブラギンスキー伝導と粘性を含む数値シミュレーションの大規模な調査で、「クラウドクラッシュの問題」を再検討します。さまざまな磁場強度や形状、初期の雲の乱れだけでなく、幅広いパラメーターを調査します。 「完全な物理学」3Dシミュレーションでの現実的な磁場と内部乱流強度については、磁場と乱流は雲の生存に比較的弱い影響を及ぼします。最も重要な物理学は放射冷却と伝導です。自己重力と自己遮蔽は、最初はジーンズが不安定な雲にとって重要ですが、それ以外の場合はほとんど無関係です。非自己重力の現実的に磁化された雲は、4つの領域に分かれています。
（1）低いカラム密度では、雲は伝導を介して急速に蒸発します。
（2）周囲の高温ガスがクラウド通過時間よりも速く冷却され、クラウドに圧力閉じ込めを提供できない「圧力閉じ込め失敗」体制。
（3）雲の寿命が、先行するバウショックで掃引されたガスの冷却時間よりも長くなる「無限に長持ちする」体制。そのため、雲は付着し成長し始める。
（4）雲が不安定性によって最終的に破壊される「古典的な雲破壊」体制。最終的なレジームでは、クラウドの寿命は単純なクラウドクラッシュ時間を超える可能性があり、初期伝導により、表面からの急速な蒸発が生じ、単純な二相圧力平衡によって暗示されるよりも雲がより密な構成に圧縮されます。ただし、小さい雲やゆっくりと移動する雲は、雲が砕ける時間よりも速く蒸発する可能性もあります。この体制でシミュレートされた雲の破壊時間を説明する単純な分析モデルを開発します。
キーワード：銀河：ハロー—銀河：運動学と力学— ISM：雲— ISM：構造—銀河：進化
図1. 4つの正規化された雲の質量fcl（t）の時間発展
初期条件がTh = 106 K、vcl = 100 km s-1の雲
、nh = 10−3
cm−3
およびLcl = 0.1-100 pc。 ここで、fcl（t）は、mcl、50（t）/ mcl、50（t = 0）として定義されます。ここで、
mcl、50は密度ρ>（ρの雲質量
0clρ 0h）1/2、つまり幾何平均
初期の雲と周囲の中密度の。 これらの雲は「破壊する」
シミュレーションで明確に定義された方法で。 したがって、クラウドを定義します
「ライフタイム」、tlife、クラウドの質量が初期の10％を下回る時間
初めての値、つまりfcl（t = tlife）≤0.1
図2.クラウド内の最大密度（nmax）の時間発展
2つの代表的なケース。 上部：NHの場合。 N
グラブ H（Eq。14）、つまり、クラウドは
最初はジーンズを安定させてから、自己重力または自己遮蔽をオンまたはオフにします
ほとんど違いはありません。 低い：NHとNの場合グラブH（クラウドは最初はジーンズです
不安定）、自己重力をオンにすると、雲が崩壊します（nmaxは逃げます）予想通り、自由落下時間で。
図3.§3.3および§3.4で説明したさまざまなクラウドの動作を分離するための基準のシミュレーションテスト。 アッパー：周囲の高温ガスの冷却時間
（tcool、h）v.s. そのガスが雲の上を通過する時間（tcross）。 冷却が
雲の速度/音の交差時間よりも速いため、雲を有意に圧力制限して単純に拡大することはできません（自己重力を無視します）。 の
緑色の三角形は、これを直接確認するために使用されるシミュレーションを示しており、これにより、式（2）のこの動作に対する単純な分析基準の妥当性が確認されます。 （16）。
低い：同じですが、tcool、hをクラウドの「破壊時間」と比較します
冷却が重要ではない制限（tlife、pred、§3.5、Eq。19に記載）。 いつ
周囲のガスの冷却は、雲の破壊よりも速く、雲は付着し、
成長：シミュレーションは、式で導出された単純な分析基準を確認します。 （17）。
図4.上：Th = 106 K、vcl = 100 km s-1の初期条件での「古典的な雲破壊」体制における2つの雲の密度マップ
、nh = 10−3cm−3、Lcl = 1および100 pc、それぞれ。 左下：密度マップ「成長する」クラウドの（NH＆N成長するH
、Th = 106 K、vcl = 100 km s-1、nh = 10-3cm−3、Lcl = 1000個）。 右下：「圧力非拘束」クラウドの密度マップ（NH＆N閉じ込めるH
、Th = 105 K、vcl = 100 km s-1、nh =10−1cm−3、Lcl = 100個）。
銀河系中の冷たい雲の生存について
（2019年9月5日に提出）
多相の銀河周囲の媒体でのクールな雲の生存と寿命を調査します。放射冷却と加熱、イオン化と自己遮蔽、自己重力、磁場、および異方性ブラギンスキー伝導と粘性を含む数値シミュレーションの大規模な調査で、「クラウドクラッシュの問題」を再検討します。さまざまな磁場強度や形状、初期の雲の乱れだけでなく、幅広いパラメーターを調査します。 「完全な物理学」3Dシミュレーションでの現実的な磁場と内部乱流強度については、磁場と乱流は雲の生存に比較的弱い影響を及ぼします。最も重要な物理学は放射冷却と伝導です。自己重力と自己遮蔽は、最初はジーンズが不安定な雲にとって重要ですが、それ以外の場合はほとんど無関係です。非自己重力の現実的に磁化された雲は、4つの領域に分かれています。
（1）低いカラム密度では、雲は伝導を介して急速に蒸発します。
（2）周囲の高温ガスがクラウド通過時間よりも速く冷却され、クラウドに圧力閉じ込めを提供できない「圧力閉じ込め失敗」体制。
（3）雲の寿命が、先行するバウショックで掃引されたガスの冷却時間よりも長くなる「無限に長持ちする」体制。そのため、雲は付着し成長し始める。
（4）雲が不安定性によって最終的に破壊される「古典的な雲破壊」体制。最終的なレジームでは、クラウドの寿命は単純なクラウドクラッシュ時間を超える可能性があり、初期伝導により、表面からの急速な蒸発が生じ、単純な二相圧力平衡によって暗示されるよりも雲がより密な構成に圧縮されます。ただし、小さい雲やゆっくりと移動する雲は、雲が砕ける時間よりも速く蒸発する可能性もあります。この体制でシミュレートされた雲の破壊時間を説明する単純な分析モデルを開発します。
キーワード：銀河：ハロー—銀河：運動学と力学— ISM：雲— ISM：構造—銀河：進化
図1. 4つの正規化された雲の質量fcl（t）の時間発展
初期条件がTh = 106 K、vcl = 100 km s-1の雲
、nh = 10−3
cm−3
およびLcl = 0.1-100 pc。 ここで、fcl（t）は、mcl、50（t）/ mcl、50（t = 0）として定義されます。ここで、
mcl、50は密度ρ>（ρの雲質量
0clρ 0h）1/2、つまり幾何平均
初期の雲と周囲の中密度の。 これらの雲は「破壊する」
シミュレーションで明確に定義された方法で。 したがって、クラウドを定義します
「ライフタイム」、tlife、クラウドの質量が初期の10％を下回る時間
初めての値、つまりfcl（t = tlife）≤0.1
図2.クラウド内の最大密度（nmax）の時間発展
2つの代表的なケース。 上部：NHの場合。 N
グラブ H（Eq。14）、つまり、クラウドは
最初はジーンズを安定させてから、自己重力または自己遮蔽をオンまたはオフにします
ほとんど違いはありません。 低い：NHとNの場合グラブH（クラウドは最初はジーンズです
不安定）、自己重力をオンにすると、雲が崩壊します（nmaxは逃げます）予想通り、自由落下時間で。
図3.§3.3および§3.4で説明したさまざまなクラウドの動作を分離するための基準のシミュレーションテスト。 アッパー：周囲の高温ガスの冷却時間
（tcool、h）v.s. そのガスが雲の上を通過する時間（tcross）。 冷却が
雲の速度/音の交差時間よりも速いため、雲を有意に圧力制限して単純に拡大することはできません（自己重力を無視します）。 の
緑色の三角形は、これを直接確認するために使用されるシミュレーションを示しており、これにより、式（2）のこの動作に対する単純な分析基準の妥当性が確認されます。 （16）。
低い：同じですが、tcool、hをクラウドの「破壊時間」と比較します
冷却が重要ではない制限（tlife、pred、§3.5、Eq。19に記載）。 いつ
周囲のガスの冷却は、雲の破壊よりも速く、雲は付着し、
成長：シミュレーションは、式で導出された単純な分析基準を確認します。 （17）。
図4.上：Th = 106 K、vcl = 100 km s-1の初期条件での「古典的な雲破壊」体制における2つの雲の密度マップ
、nh = 10−3cm−3、Lcl = 1および100 pc、それぞれ。 左下：密度マップ「成長する」クラウドの（NH＆N成長するH
、Th = 106 K、vcl = 100 km s-1、nh = 10-3cm−3、Lcl = 1000個）。 右下：「圧力非拘束」クラウドの密度マップ（NH＆N閉じ込めるH
、Th = 105 K、vcl = 100 km s-1、nh =10−1cm−3、Lcl = 100個）。
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