湍流马赫数对恒星形成和初始质量函数的影响
The impact of the turbulent Mach number on star formation and the initial mass function
- 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）
机构由 AI 辅助整理，请以论文原文为准。
AI总结：
该研究通过磁流体动力学模拟比较不同湍流马赫数（2.5、5、10）对恒星形成和初始质量函数的影响，发现高马赫数提高恒星形成率，而低马赫数产生双峰IMF，表明SFR和IMF受不同物理过程控制。
AI中文摘要：
湍流通过影响分子云的密度结构和碎裂来调节恒星形成，因此预计它在设定初始质量函数（IMF）方面发挥关键作用。我们通过比较一系列在具有三个不同均方根马赫数值 $M=2.5, 5$ 和 $10$ 的云中进行的星团形成的磁流体动力学（MHD）模拟，研究了湍流激波的强度如何影响恒星形成和IMF，这些模拟在其他方面具有相同的阿尔文马赫数（$M_\mathrm{A}\sim3$）和维里参数（$\alpha_\mathrm{vir}\sim0.5$）。所有三个模拟都包含了以原恒星喷流/外流和吸积加热形式存在的恒星反馈。我们发现，$M=10$ 模型的每个自由落体时间的恒星形成率（$\mathrm{SFR_{ff}}$）比 $M=2.5$ 和 $5$ 的情况高约3倍，而后两者的 $\mathrm{SFR_{ff}}$ 相似。就IMF而言，$M=5$ 和 $10$ 模型产生了几乎相似的分布，类似于典型的观测IMF。另一方面，$M=2.5$ 模型产生了双峰IMF，主峰位于太阳质量以上（$\sim 2\\, \mathrm{M_\odot}$），次峰位于亚恒星区域（$< 0.1\\, \mathrm{M_\odot}$）。$M=2.5$ 和 $5$ 模拟产生了显著不同的IMF，但具有相似的 $\mathrm{SFR_{ff}}$，这表明一组不同的物理过程控制着恒星形成率和IMF。通过对 $M=2.5$ 情况的分辨率研究，我们发现我们的基础模型已达到接近数值收敛，可能仅略微低估了紧密双星的形成。我们还看到 $M=2.5$ 模型中多重性比例和恒星角动量分布存在双峰性的迹象。
英文摘要：
Turbulence regulates star formation by influencing the density structure and fragmentation of molecular clouds, and therefore it is expected to play a key role in setting the initial mass function (IMF). We study how the strength of the turbulent shocks affects star formation and the IMF by comparing a series of magnetohydrodynamical (MHD) simulations of star cluster formation in clouds with three different rms Mach number values, $M=2.5, 5$, and $10$, but otherwise the same Alfvén Mach number ($M_\mathrm{A}\sim3$) and virial parameter ($α_\mathrm{vir}\sim0.5$). All three simulations include stellar feedback in the form of protostellar jets/outflows and accretion heating. We find that the star formation rate per freefall time ($\mathrm{SFR_{ff}}$) for the $M=10$ model is higher by a factor of $\sim3$ compared to the $M=2.5$ and $5$ cases, which have similar $\mathrm{SFR_{ff}}$. In terms of the IMF, the $M=5$ and $10$ models produce almost similar distributions, resembling typical observed IMFs. The $M=2.5$ model, on the other hand, produces a bimodal IMF with a primary peak at supersolar masses ($\sim 2\, \mathrm{M_\odot}$) and a secondary peak in the substellar regime ($< 0.1\, \mathrm{M_\odot}$). The $M=2.5$ and $5$ simulations producing significantly different IMFs while having similar $\mathrm{SFR_{ff}}$, suggest that a distinct set of physical processes governs the SFR and IMF. Through a resolution study for the $M=2.5$ case, we find our base models have reached near numerical convergence, potentially only slightly underestimating close-binary formation. We also see signatures of bimodality in the $M=2.5$ model for the multiplicity fraction and stellar angular momentum distribution.
