How magnetic field and stellar radiative feedback influences the collapse and the stellar mass spectrum of a massive star forming clump
Patrick Hennebelle, Ugo Lebreuilly, Tine Colman, Davide Elia, Gary Fuller, Silvia Leurini, Thomas Nony, Eugenio Schisano, Juan D. Soler, Alessio Traficante, Ral… 展开作者
Patrick Hennebelle, Ugo Lebreuilly, Tine Colman, Davide Elia, Gary Fuller, Silvia Leurini, Thomas Nony, Eugenio Schisano, Juan D. Soler, Alessio Traficante, Ralf S. Klessen, Sergio Molinari, Leonardo Testi
尽管经过几十年的理论努力，恒星初始质量函数（IMF）的物理起源仍然存在争议。我们的目标是了解各种物理过程，如辐射恒星反馈，磁场和非理想磁流体力学的IMF的影响。考虑辐射反馈和磁场，我们提出了一系列的数值模拟塌陷1000 M $_\odot$团块的空间分辨率下降到1 AU。理想和非理想的MHD运行，并考虑各种辐射反馈效率。我们还开发了分析模型，我们面对的数值结果。计算中的恒星所产生的光度的总和，它比较以及与大质量恒星形成团块的观测报告的热光度。温度，速度和密度也被发现与最近的观测结果吻合得很好。一般来说，模拟推断的恒星质量谱并不严格通用，特别是随着磁场强度的变化而变化。它还受到辐射反馈效率的选择的影响。在所有的模拟中，发现恒星分布在大约$M_{min} \simeq$ 0.1 M $_\odot$处急剧下降，这很可能是高密度尘埃不透明度引起的绝热行为的结果。因此，当磁性和热载体的组合不太大时，质量分布呈现位于0.3-0.5 M $_\odot$处的峰。当磁性和热支持很大时，质量分布更好地描述为平台，即$d N / d \log M \propto M^{-Γ}$，$Γ\simeq 0$。删节
英文摘要：
In spite of decades of theoretical efforts, the physical origin of the stellar initial mass function (IMF) is still debated. We aim at understanding the influence of various physical processes such as radiative stellar feedback, magnetic field and non-ideal magneto-hydrodynamics on the IMF. We present a series of numerical simulations of collapsing 1000 M$_\odot$ clumps taking into account radiative feedback and magnetic field with spatial resolution down to 1 AU. Both ideal and non-ideal MHD runs are performed and various radiative feedback efficiencies are considered. We also develop analytical models that we confront to the numerical results. The sum of the luminosities produced by the stars in the calculations is computed and it compares well with the bolometric luminosities reported in observations of massive star forming clumps. The temperatures, velocities and densities are also found to be in good agreement with recent observations. The stellar mass spectrum inferred for the simulations is, generally speaking, not strictly universal and in particular varies with magnetic intensity. It is also influenced by the choice of the radiative feedback efficiency. In all simulations, a sharp drop in the stellar distribution is found at about $M_{min} \simeq$ 0.1 M$_\odot$, which is likely a consequence of the adiabatic behaviour induced by dust opacities at high densities. As a consequence, when the combination of magnetic and thermal support is not too large, the mass distribution presents a peak located at 0.3-0.5 M$_\odot$. When magnetic and thermal support are large, the mass distribution is better described by a plateau, i.e. $d N / d \log M \propto M^{-Γ}$, $Γ\simeq 0$. Abridged
The Galactic Census of High- and Medium-mass Protostars. IV. Molecular Clump Radiative Transfer, Mass Distributions, Kinematics, and Dynamical Evolution
Edge collapse and subsequent longitudinal accretion in Filament S242
暗条S242长25 pc，有大量的团块和YSO星团集中在其末端区域;它被认为是边缘坍缩的一个很好的例子。我们在$^{12}$ CO（1-0）和$^{13}$ CO（1-0）系中定位了这种丝。沿暗条S242的大尺度速度梯度已被检测到;两个端块之间的相对速度为$\sim$ 3 km s $^{-1}$，表明它们之间的接近运动。这些特征与通过单个细长实体的塌缩形成的细丝S242一致，其中被称为“重力聚焦”的效应驱动细丝的端部塌缩（边缘塌缩）。基于这张照片，我们估计一个$\sim$ 420万年的崩溃时间尺度，这是一个有限的和细长的实体演变成所观察到的细丝S242所需要的时间。对于整个细丝，我们发现，表面密度的增加导致速度色散的增加，这可以一致地解释为自引力的结果。我们还计算了纵向崩溃所观察到的速度色散的贡献，并发现它是在驱动端块附近的气体运动的主导作用。我们提出，我们的灯丝S242是通过一个两阶段的崩溃模型，其中的边缘崩溃的截断灯丝其次是一个阶段的纵向吸积向致密的端块。
Dense Molecular Clumps with Large Blue Asymmetries: Evidence for Collapse
Green Bank Observatory（格林班克天文台）；USRA SOFIA Science Center, NASA Ames Research Center（美国研究联盟 SOFIA 科学中心，NASA 艾姆斯研究中心）；School of Mathematical and Physical Sciences, University of Newcastle（纽卡斯尔大学数学与物理科学学院）；Physics Department, Boston University（波士顿大学物理系）；Space Science Institute（太空科学研究所）；I. Physikalisches Institut, Universität zu Köln（科隆大学第一物理研究所）；Instituto de Astronomía, Universidad Católica del Norte（北天主教大学天文学研究所）；Research School of Astronomy and Astrophysics, Australian National University（澳大利亚国立大学天文与天体物理研究学院）
Radiative equilibrium estimates of dust temperature and mass in high-redshift galaxies
估计高PDMATHAMM星系中尘埃的温度和质量对于讨论早期宇宙中尘埃的起源至关重要。然而，这受到红外光谱能量分布的有限采样的影响。在这里，我们提出了一个算法推导出的温度和质量的尘埃在星系中，假设尘埃是在辐射平衡。我们制定了三种几何形状的算法：薄球壳，均匀的球，和cluquitous球。我们还讨论了尘埃在紫外和红外波段的质量吸收系数的影响，分别为$κ_{\rm UV}$和$κ_{\rm IR}$。作为一个例子，我们应用该算法的一个正常的，尘埃恒星形成星系在$z=7.5$，A1689 zD 1，其中三个数据点的尘埃连续。用$κ_{\rm UV}=5.0\times10^4$ cm $^2$ g $^{-1}$和$κ_{\rm IR}=30(λ/100μm)^{-β}$ cm $^2$ g $^{-1}$ with $β=2.0$，我们得到了所考虑的三种几何结构的尘埃温度为38- 70 K和质量为$10^{6.5-7.3}$ M $_\odot$.我们得到类似的温度和质量，从一个单一的数据点在尘埃连续，这表明有用的算法的高$z$星系有限的红外观测。在团块球的情况下，温度变得等于通常的修改黑体拟合的温度，因为描述团块的附加参数起调节器的作用。最佳拟合的团块参数是$ξ_{\rm cl}=0.1$，如果团块大小为$\sim10$ pc，则对应于这个高$z$星系中团块体积填充因子的$\sim10…
What is the role of stellar radiative feedback in setting the stellar mass spectrum?
尽管经过几十年的理论努力，恒星初始质量函数（IMF）的物理起源仍然存在争议。特别关键的是什么决定了分布的峰值。为了研究这个问题，我们进行高分辨率的数值模拟与辐射反馈探索特别是恒星和吸积光度的作用。我们还进行了模拟与一个简单的有效状态方程（eos），我们调查了1000太阳质量团分别具有0.1和0.4 pc的初始半径。我们发现，大多数运行，无论是与辐射转移或eos，目前类似的质谱峰大致位于0.3-0.5 M $_\odot$和幂律样的质量分布在更高的质量。然而，当考虑到吸积光度时，最致密的团块的质谱往往是中等头重脚轻的。对于不太紧凑的一个，其效果仍然有限，总体上仍然较冷。我们的研究结果支持的想法，而不是辐射恒星反馈，这是从等温到绝热制度的过渡，这发生在气体密度约为10 $^{10}$ cm $^{-3}$，这是负责设置初始质量函数的峰值。这是因为$i)$非常致密的团块，吸积光度对其有显著影响，这是非常罕见的，而$ii)$是因为光度问题，这表明有效吸积光度可能比预期的要弱。
Global and Local Infall in the ASHES Sample (GLASHES). II. Asymmetric Line Profiles around Dense Cores in 70 $μ$m Dark Massive Clumps
The University of Tokyo（东京大学）；Green Bank Observatory（格林班克天文台）；USRA SOFIA Science Center, NASA Ames Research Center（美国研究联合体SOFIA科学中心，NASA艾姆斯研究中心）；University of Newcastle（纽卡斯尔大学）
A Tale of Two Clump Masses: A New Way to Study Clump Formation in Simulations
提出了一种研究银盘坍缩和碎裂特征尺度的新方法。通过具有指定波长和速度的受控扰动，在模拟中播种团块形成。这些都适用于其他安静的气体盘，从类似物的今天的螺旋丰富的气体，高红移星系。结果进行了比较，线性理论，磁扰磁盘和观测。结果反映了预期的线性，非轴对称理论与有限的窗口生长成一个绑定的丛。我们确定了两种新的模式的团块形成：旋转驱动的裂变和碎片的潮汐尾巴，虽然这两个预计很少有助于团块形成在观察到的磁盘。我们发现，约束团块通常比所谓的Toomre质量小得多。碎裂的首选尺度随着盘气体质量的增加而增加，但不能产生大于$\sim10^9$ M $_{\odot}$的束缚物体。最有可能结合的团块质量从低质量圆盘中的$3\times10^6$增加到$5\times10^8$ M $_{\odot}$。我们的结论是，在高红移1千秒差距尺度上观察到的大质量恒星和气体团块最有可能是许多最初不同的绑定团块的聚集体。
Connecting the Dots: Analyzing Synthetic Observations of Star-Forming Clumps in Molecular Clouds
在本文中，我们调查分子云的观测可以正确识别和测量恒星形成团块的程度。我们从一个5000 M $_{\odot}$分子云的模拟坍缩中产生了一个合成柱密度图和一个合成谱线数据立方体。通过将模拟中发现的团块与合成观测中发现的团块相关联，发现来自谱线数据立方体的团块质量非常接近团块的真实物理性质。我们还发现，“观察到的”团块质量函数来自列密度图转移的一个因素~ 3高于真正的团块质量函数，由于低密度材料沿视线的投影。Alves等人（2007年）首先提出，团簇质量函数向更高质量的偏移3倍可以归因于30%的恒星形成效率。我们的研究结果表明，这一发现可能是由于高估了从柱密度观测确定的团块质量。
The Rosetta Stone Project. II. The correlation between star formation efficiency and L/M indicator for the evolutionary stages of star-forming clumps in post-processed radiative magnetohydrodynamics simulations
本研究通过 Rosetta Stone 框架对恒星形成团块的辐射磁流体动力学模拟进行辐射转移后处理与合成观测，标定了 $L/M$ 指标与恒星形成效率之间的幂律相关性，为团块演化阶段分类提供了可靠依据。
Direct Collapse to Supermassive Black Hole Seeds with Radiative Transfer: Isolated Halos
暗物质晕内的直接坍缩是形成高红移超大质量黑洞种子的一条有效途径。这种坍缩的外部仍然是光学薄的，并且已经使用数值模拟进行了深入的研究。然而，坍缩的最内部区域预计会变得光学厚，需要我们跟踪辐射场，以了解其随后的演变。到目前为止，绝热近似仅用于此目的。我们应用辐射转移在通量限制扩散（FLD）近似解决耦合气体和辐射的演化，孤立的晕。对于孤立DM晕内的直接坍缩，我们发现：（1）光球在~10^{-6} pc时形成并迅速向外膨胀。(2)一个中央核心的形式，与质量的~1钼，支持热气体压力梯度和旋转。(3)（4）这一过程伴随着强烈的各向异性外流，另一个核在附近形成并迅速生长。(5)从这些核心周围的光球层发出的典型辐射光度约为5 x 10^{37}-5 x 10^{38}尔格/秒，与爱丁顿光度相当。(6)这一过程有两个变率时间尺度：一个是长变率，与中心~10^{-4}-10 ^{-3} pc的吸积流有关;另一个变率时间尺度为~0.1年，与辐射扩散有关。(7)绝热模型已经运行的比较和他们的演变深刻不同的FLD模型，通过形成一个中心的几何厚盘。总的来说，绝热状态方程不是直接坍缩高级阶段的良好近似，主要是因为FLD中的辐射能够由于光学深度和相关梯度的各向异性而逃逸。
3D radiative hydrodynamic simulations of protostellar collapse with H-C-O dynamical chemistry
将协同演化化学、流体动力学和辐射转移结合起来是恒星形成研究的重要一步。它既可以更好地与观测联系起来，又可以对坍缩核心中的磁耗散进行自洽监测。我们的目标是遵循一个减少气体颗粒化学网络的坍塌致密核心的化学动力学演化。本文给出了1 M $_\odot$孤立致密核坍缩的辐射流体动力学（RHD）模拟结果.物理设置包括RHD和化学网络的动力学演化。为了进行这些模拟，我们合并了多维自适应网格细化代码RAMSES和热化学巴黎达勒姆冲击代码。我们模拟了第一个流体静力核心（FHSC）的形成和56个物种的共同进化，主要描述H-C-O化学。进行准确的基准测试，测试减少化学网络对一个完善的复杂网络。我们表明，通过使用一组紧凑的反应，可以密切配合CO丰度与一个更复杂的网络的结果。我们的主要结果是：（a）我们发现，气体-颗粒化学后处理可以导致一个数量级的CO气相丰度比动力学化学低，最强的效果在等温阶段的崩溃。(b)对于我们选择的参数，自由落体时间对化学丰度的影响很小。(c)动态化学演化需要描述的CO气相丰度，以及CO冰的形成大于1 $μ$ m的平均晶粒尺寸。(d)此外，尘埃的平均粒径和粒径分布有很强的影响化学丰度，从而对电离度和磁耗散。我们的结论是，尘埃颗粒的增长崩溃模拟耦合崩溃与化学一样重要。
