注册 登录  
 加关注
   显示下一条  |  关闭
温馨提示!由于新浪微博认证机制调整,您的新浪微博帐号绑定已过期,请重新绑定!立即重新绑定新浪微博》  |  关闭

星海微萤

为天文研究工作者、天文爱好者和大众提供有用的信息

 
 
 

日志

 
 

恒星形成过程的初始条件的重要性——II(Girichidis 等人 2012 年)(下)  

2012-06-21 16:57:13|  分类: 外论选译 |  标签: |举报 |字号 订阅

  下载LOFTER 我的照片书  |

3.4 纤维吸积模式

如果一个星团的形成不是以类盘结构为主,而是以纤维为主,那么原恒星的形成情景将有所不同(例如见班纳吉和普德里兹 2006 年论文)。具有扁平的核心的初始密度轮廓需要更长的时间才能形成金斯不稳定区。在这段时间内,湍流可以形成纤维,原恒星的聚集体就在这些纤维中形成,彼此紧靠着纤维中密度最高的部分。图 8 中的柱密度图表明了纤维坍缩随时间的演化。在原恒星的形成过程中,它们继承了母纤维的运动,并随着气流运动。它们与其他的原恒星靠得越来越近,相互之间作为一个 N 体系统的吸引力变得比原恒星与气体之间的力强。于是这些原恒星在动力学上与纤维退耦,并累积在中心区域,呈一种较为球对称的位形,而不是形成扁平的或类似弦的结构。最初的纤维在中心区域会分散开来,因为 N 体系统能有效地搅乱气体。在图 8 中的柱密度图中表明了第一批原恒星的形成。这种形成模式中的质量吸积在图 9 中画出。请注意,图 8 仅覆盖了星团开始形成时的一段很短的时间范围,而图 9 则覆盖了在汇粒子形成以后的整个模拟时间。

 

恒星形成过程的初始条件的重要性——II(Girichidis 等人 2012 年)(下) - wangjj586 - 星海微萤

7. 总质量(包括原恒星和气体)和气体质量的内包质量随半径的变化。在中心处的总质量中气体只占很小的比例,并在有多颗原恒星形成后急剧减少。

 

在第一颗原恒星形成后的前 ~ 6 千年内,质量最大的原恒星上的吸积速率大致保持不变。在这段时间内有大约 100 颗汇粒子沿着那些主要的纤维形成。最初,大多数原恒星可以由两侧的纤维臂吸积气体,这造成了很高的吸积速率。尽管事实上总吸积速率增加到了 ~ 10 倍,但平均吸积率逐渐下降约一个数量级,因为这一质量流被分配到了 ~ 100 颗原恒星中。这与设置为 PL15-m-2 时的情况相反,后者的整体吸积速率是突然地下降的。因为在这种设置中向中心的聚集度不高,气体相对于初生星团中心的开普勒比角动量显著地比 PL15-m-2 中的情况低。不管怎样,比值 j gas / j Kepler(图 5)甚至比类盘吸积模式中的还小(图 10),表明了气体运动没有受到角动量屏障的限制。附录 A 中给出了不同时间气体的角动量随内包质量的变化(图 A2)。

 

恒星形成过程的初始条件的重要性——II(Girichidis 等人 2012 年)(下) - wangjj586 - 星海微萤

8. BE-m-2 中的中心纤维柱密度图。汇粒子在纤维中形成,并且在向星团中心会聚时依然位于纤维之中。原恒星彼此之间越靠近,它们的运动与纤维的运动之间的退耦越是强烈。这些图像的跨度大致为 4000×2000 天文单位。

 

较低的中心质量聚度使得纤维的延伸和原恒星的形成可以发生在离星团中心更远的距离处。原恒星和周围的气体之间的相对速度(图 11)在较大的半径处下降得更明显,但在这种设置下,与类盘结构相比,更接近位力速度。因此,星团的整体动力学状况应该对应于第(5)式中的屏蔽关系。然而,星团外围的相对速度为声速的量级,标志着两种极端的屏蔽情况之间的过渡。此外,纤维结构中的气体分布强烈地偏离球对称。初生的星团中外围的原恒星沿着县委中密度最高的部分移动,并因此在它们与纤维在动力学上退耦之前,能有效地吸积纤维中占质量比例很大的一部分的物质。其结果,吸积屏蔽越有效,就有越多的原恒星沿着纤维形成。与类盘的情况类似,在星团的中心区域,气体的含量与总质量相比非常低(图 12)。总体上,在正形成一个星团的中心区域累积的原恒星越多,吸积屏蔽效应就越有效。就 BE-m-2 中质量最大的汇粒子来说,在 t > ~ 27 千年时,吸积就完全停止了。

 

恒星形成过程的初始条件的重要性——II(Girichidis 等人 2012 年)(下) - wangjj586 - 星海微萤
9.  同图 1 ,但对于 BE-m-2 的模拟(纤维吸积)。

 

恒星形成过程的初始条件的重要性——II(Girichidis 等人 2012 年)(下) - wangjj586 - 星海微萤

 

10.  同图 5 ,但对于 BE-m-2 的设置(纤维吸积)。

 

恒星形成过程的初始条件的重要性——II(Girichidis 等人 2012 年)(下) - wangjj586 - 星海微萤

 

11.  同图 6 ,但对于 BE-m-2 的设置(纤维吸积),t = 28 千年。

 

恒星形成过程的初始条件的重要性——II(Girichidis 等人 2012 年)(下) - wangjj586 - 星海微萤

 

12.  同图 7 ,但对于 BE-m-2 的设置(纤维吸积)。

 

恒星形成过程的初始条件的重要性——II(Girichidis 等人 2012 年)(下) - wangjj586 - 星海微萤

 

13.  对于所有的模拟星团中的质量最大的原恒星的质量演化。在所有情况下,较晚的模拟演化的质量曲线都显著地平直化。每一种设置的详细质量分析见图 14 至图 16

3.5 所有运行中的质量演化

一般地说,在高密度的星团中原恒星的形成情景将是在盘和纤维中的恒星形成的混合,上面的例子中的情况是极端情况。不过,在所有的模拟的情况中,多颗原恒星的形成最终均导致了在已进行策划你的星团中产生屏蔽效应。图 13 把所有星团合在一起,给出了质量最大的原恒星的质量演化,图14 至图 16 表明了每一种模拟中质量最大的20颗汇粒子中质量的演化。就初始均匀密度(TH ,图 14)的情况而言,每一种运行(TH-m-1 TH-m-2)中的两个主要的次团被分开进行评估。质量最大的汇粒子对应的吸积图与图 1 和图 9 中所示的情况非常相似。不管形成时的情景有多大的不同,所有的设置都呈现出了非常类似的结构,并突出地表明了在质量最大的原恒星上的匮乏效应,这些质量最大的原恒星在位置上比质量较小的伴星优先地更靠近星团的中心。

 

恒星形成过程的初始条件的重要性——II(Girichidis 等人 2012 年)(下) - wangjj586 - 星海微萤

 

14.  对于 TH 设置的四个主要次团中每一颗汇粒子的质量演化。上方的两图对应于运行 TH-m-1 中的两个最明亮的次团(SC1 SC2)。下方的两图(SC3 SC4)则分别为 TH-m-2 中的主要次团。质量最大的粒子位于靠近质量中心处,并因此经受着一种有效的物质匮乏效应,这可以由质量很少增加看到。

 

取决于形成的时间、形成时的位置以及吸积速率随时间的变化,质量最大的原恒星的质量与其余天体或者说星团中的全体原恒星的质量之间存在着联系,因而对于不同的设置和初始条件,也许是不同的。图 17 表明了质量最大的汇粒子的质量 M mm 与包含在汇粒子中的总质量 M tot 之间的关系。初始质量的中心聚度很高的设置(PL15)很早就形成了一颗原恒星,在整个模拟中很长一段时间一直只有这一颗汇粒子。在随后的原恒星形成以后,这颗位于中心处的质量最大的原恒星的质量由于受到物质匮乏的影响而几乎保持不变。因此,所有的 PL15 设置的质量关系都是向上弯曲的。在所有这些初始密度分布平缓的设置中,质量最大的原恒星的质量大致遵循 Mmm M tot 2/3 的关系,但有很大的弥散。质量最大的恒星与其他恒星之间质量的差别则远为小很多,这一事实导致了这个星团中 N 体相互作用对质量最大的原恒星的位置具有较强烈的影响。尽管在 PL15 运行中质量非常大的中心星一直处在这个星团的吸积屏蔽区域中,然而在 BE 运行中以及在 TH 设置的次团中,质量最大的恒星循着较大的轨道转动,它们会交替地离开和重新进入屏蔽区域。无论质量最大的汇粒子的质量是否进一步增长,是在离开吸积屏蔽区域还是在经历插曲式的吸积,质量变化的曲线都是平缓的。在进入星团的吸积屏蔽区域时,质量最大的天体遇到了物质匮乏,它的吸积停止。因为整个星团在继续增长,所余曲线向上弯曲。

 

恒星形成过程的初始条件的重要性——II(Girichidis 等人 2012 年)(下) - wangjj586 - 星海微萤

 

15.  同图 14 ,但对于 BE 设置。

4. 讨论

在文献中广泛地讨论了两种吸积模型:(1)整体坍缩,(2)竞争吸积和碎裂引起的物质匮乏,其中,正在发生吸积的原恒星相互之间的动力学相互作用,在决定最后的质量分布的形状方面,起着关键的作用。整体坍缩模型依据的是云核的质量函数[莫特(Motte)、安德烈 Andre 和内里(Neri1998 年论文;约翰斯通(Johnstone)、马修斯(Matthews)和米切尔(Mitchell 2006 年论文;拉达等人 2008 年论文]与恒星的初始质量函数[克鲁帕 2002 年论文;夏布里埃 2003 年论文]之间的明显的相似。依靠从云核到恒星的直接映射,可以确定一个单一的云核探索为一颗单星或者最多一对双星系统的有效因子是一个常数。这种模型的一大缺陷是一些质量非常大的云核的坍缩。在这些云核中沉积的湍动能的数量看来会使得云核碎裂为许多天体。本工作以及尤其是文 I 论证了只有强烈向中心聚集的密度轮廓也许会阻止在等温环境中的进一步碎裂。辐射反馈倾向于会减小碎裂的程度,但依然不能阻止坍缩中的云核碎裂为许多原恒星(克鲁姆霍尔茨等人 2007 年论文;贝特 2009 年论文;彼得斯 2010 年论文 a )。不过磁场会支持更大的质量的聚集。然而,云核即使磁化了,也还是会碎裂为一些更小的天体(齐格勒 2005 年论文;亨内贝勒和泰西耶 2008 年论文;班纳吉等人 2009 年论文;比尔茨勒等人 2011 年论文;亨内贝勒等人 2011 年论文;彼得斯等人 2011 年论文;赛弗里德等人 2011)。在我们模拟的高密度的星团中,碎裂的程度和所造成的动力学吸积明显地不同于整体坍缩模型。只有对于高度向中心聚集的密度轮廓和很弱的初始湍流运动(见文 I),碎裂才会收到抑制。且不管气体的碎裂,整体坍缩的假定还引起了一个时标的问题,它看来会破坏初始质量函数与云核质量函数之间明显的相似性(克拉克、克莱森和邦内尔 2007 年论文;史密斯、克拉克和邦内尔 2008 年论文)。

 

恒星形成过程的初始条件的重要性——II(Girichidis 等人 2012 年)(下) - wangjj586 - 星海微萤

 

16.  同图 14 ,但对于 PL15 的设置。请注意图中的质量是用线性的尺度画的,以便更好的看到物质匮乏效应,它在第二颗汇粒子形成(垂直线)后开始。

 

恒星形成过程的初始条件的重要性——II(Girichidis 等人 2012 年)(下) - wangjj586 - 星海微萤

 

17.  星团中质量最大的恒星与星团的总质量的关系。请注意,就 PL15 的情况而言,模拟中的次级汇粒子形成得非常晚(箭头所指),这可以解释在很大的范围内质量的斜率为什么等于一。

 

在竞争吸积(邦内尔等人 2001 年论文 a b ;邦内尔和贝特 2002 年论文;贝特和邦内尔 2005 年论文)中,云首先碎裂,直至碎裂成质量接近不透明度极限的天体,然后这些天体开始吸积,并构建起初始质量函数。吸积速率主要由原恒星在星团中所处的位置决定。引力势使得气体流向星团的中心,导致位于正中心的、位置接近引力势阱中心的天体具有较高的吸积速率。因此,中心处的原恒星可以增长为质量最大的原恒星。一颗恒星的质量越大,它向质量中心的动力学迁移就可能越快,从而不断地确保它处在一个在引力上具有特殊性的位置。假定周围的原恒星对整体的质量吸积的影响可以忽略不计,那么质量最大的原恒星就会不断地以较高的吸积速率进行吸积。一旦进一步的碎裂所造成的冲击影响整体的吸积过程,中心处的吸积速率也许就会有显著的改变,就如在碎裂引起的物质匮乏模型中所述的那样。在竞争吸积中,质量最大的恒星的质量与恒星的总质量之间的关系为 M mm M tot 2/3 邦内尔、瓦因Vine)和贝特 2004 年论文]。这一关系已被用作为这种吸积模型的标志(克鲁姆霍尔茨和邦内尔 2009 年论文),并与观测结果相符合[韦德纳(Weidner)和克鲁帕 2006 年论文;韦德纳、克鲁帕和邦内尔 2010 年论文]。可是,正如我们下面讨论的,碎裂引起的物质匮乏可以导致同样的表现。因此,这一关系不是竞争吸积的特有标志。

上述两种极端模型之间的中间情景也已有报告[例如佩雷托(Peretto)、安德烈和贝洛切(Belloche2006 年论文;王(Wang)等人 2010 年论文],其中的形成模型依赖于恒星的质量。小质量的天体藉由局部坍缩形成,而大质量原恒星以及邻近它们的高密度累积气体则来自整体环境。

最新的星团形成的数值模型表明,原来意义上的竞争吸积模型[克莱森和伯克特(Burkert2000 年论文、2001 年论文; 邦内尔等人 2001 年论文 a b ;邦内尔和贝特 2002 年论文;贝特和邦内尔 2005 年论文]需要重新解释。一旦在坍缩区域中心附近已形成的碎块对整个气体吸积过程有显著影响,那么由于处于在引力上具有特殊性的位置而造成较高吸积速率的认识也就需要随之改变。内落的气体也许会出现分叉,而且两个分支都会被吸积到这些天体上,或者在到达星团的中心以前被动力学过程改变方向。彼得斯等人 2010 年论文 c 发觉,在 1000 M 的旋转云核中,考虑到辐射反馈,但没有初始湍流,随后的碎裂对吸积流会有强烈的影响。中心天体上的吸积速率会显著地下降。中心的原恒星不是进一步地增长,而是出现了物质匮乏。尽管这种吸积的行为有明显的不同,然而他们还是发现,这一模拟中的质量与 M mm M tot 2/3 的关系仍然符合得很好,从而排除了把这一关系作为竞争吸积的证据。因为他们没有运用湍流运动,初始云仅仅有刚体转动,所以他们的着眼点在于类盘条件下的物质匮乏效应,而不是在于纤维结构中的情形。由于湍流的缺失,他们的类盘结构不会演化为一个满提及的星团,而依然是一种扁平的结构。在一个盘中,气体流向中心时所能通过的有效面积较小。在一个具有随机原恒星轨道的星团中,有效吸积面积大得多。因此,根据简单的几何学论证,要使中心区域对吸积流屏蔽,是更为困难得多的事情。

然而,我们发觉,星团外围区域中的原恒星是沿着延伸的纤维中最密集的部分形成的,这就使得它们能吸积比在理想球对称设置中远为更多的质量。此外,我们显著地观测到,离开星团中心距离越远的原恒星,原恒星和紧靠在原恒星周围的气体之间的相对速度越小。这增大了它们的用邦迪—霍伊尔吸积半径表示的几何吸积截面。总而言之,星团中心区域的吸积受到了位于吸积流位置处的原恒星的有效的屏蔽的影响。其结果,即使周围的恒星数量相对来说很少,也会在满体积的星团环境中形成有效的物质匮乏效应。

这里给出的模拟的一个不足之处是没有来自星团中最早形成的那些恒星的反馈。气体保持着等温状态,并因此倾向于鼻在气体受到加热的情况下更快得多地碎裂。把这种影响考虑在内,原恒星的数量就可望更少。原恒星星团中的中心天体所受到的物质匮乏的影响因此也许被高估了,尤其是在一个湍动的满体积星团中,其中的气体可以沿着一切方向落向中心区域。彼得斯等人 2010 年论文 c 指出,纳入辐射反馈的模拟中原恒星的数量大致是等温计算中的原恒星数量的一半。因为我们的模拟中汇粒子的总数远超过 100 ,而且物质匮乏效应已经可以由竞争原恒星相对来说较少来看到,所以我们不认为在非等温的情况下屏蔽效应完全为零。一旦出现了某种程度的碎裂,碎块很可能会把中心处的大质量星的吸积屏蔽掉,不管辐射反馈纳入还是不纳入。同样,磁场会使得碎裂的程度降低,但依然不能阻止云的碎裂(亨内贝勒等人 2011 年论文;彼得斯等人 2011 年论文)。

最后,我们想要提一下克鲁伊森Kruijssen)等人 2011 年的论文。他们分析了一些星团中的次结构以及当气体的排出变得重要时即在星团演化略晚的阶段星团的动力学状态。他们分析了邦内尔、贝特和瓦因 2003 年论文以及邦内尔、克拉克和贝特 2008 年论文给出的模拟结果,发现只要气体的引力势被排除掉并且这个恒星系统遵循纯 N 体动力学,则很快就能达到整体上的位力化。他们的结果支持了我们在我们的模拟中看到的原恒星形成的演化图景。在离星团中心较远处以气体为主的区域内形成的新的原恒星具有亚位力速度。一旦它们与气体运动退耦并移动到中心附近气体很少的环境中,它们就迅速地位力化。

5. 总结和结论

我们进行了分子气体云坍缩的模拟,云的总质量为 100 M ,直径为 0.2 秒差距。我们改变初始密度轮廓以及湍流超声速度场,并分析碎裂过程和初生的原恒星上的吸积。大多数云,尤其是初始密度轮廓中向中心聚集的趋势较弱的那些云,它们经历着碎裂,并正在形成致密的星团。我们研究了这些星团内的吸积过程,得出了如下这些结论。

i)所有的星团都表明了在原恒星之间存在强烈和快速的动力学相互作用。在星团形成期间,原恒星在母星团中完成了若干圈轨道运动。因此,用整体坍缩模型不能描述这样的质量吸积过程。

ii)碎裂和多颗原恒星的形成强烈地影响随后整个星团中的吸积流。落向星团中心的气体被有效地吸积到一些位于离星团中心较远的原恒星上。其结果,中心区域被有效地屏蔽,不能进一步吸积,因此没有一颗中心天体可以保持它一开始的高吸积速率。在所有的情况下,观测到的中心吸积速率的下降都是由于第二批生成的原恒星的有效屏蔽造成的。由于角动量和由此造成的径向屏障产生的物质匮乏效应,可以排除其会有显著影响。

iii)当采用平直的初始密度分布时,质量最大的原恒星的质量 M mm 与星团的总质量 M tot 存在类似于 M mm M tot 2/3 的比例关系,这一关系原来是为探测竞争吸积而提出来的。它是竞争吸积和碎裂引起的物质匮乏这两种动力学吸积模型的共有特征,不能用来区分这两种模型,这是彼得斯等人 2010 年论文 b 已经得出过的结论。

iv)仅仅形成一个大的星团的密度轮廓(幂律轮廓、邦诺尔—埃伯特密度轮廓)与形成多个次团的设置(均匀密度轮廓)之间吸积过程是不同的。在中心星团以及不相接的次团中,我们都发现了碎裂引起的物质匮乏在星团的中心区域起着作用。

附录 A:角动量

为了看看角动量随时间的演化,我们给出了 PL15-m-2 BE-m-2 两种设置的比角动量随内包质量的变化(图 A1 A2)。在这两种情况下,由于湍流相互作用和一些原恒星上的气体吸积,角动量分布均显露出了高达几乎一个数量级的变化。由于原恒星的无结构运动和湍流的随机特征,这些变化没有展现出随时间的系统性的变化,也就是说,星团中的气体可以迅速地由吸积气流获得角动量或者藉由激波和耗散而失去角动量。

 

恒星形成过程的初始条件的重要性——II(Girichidis 等人 2012 年)(下) - wangjj586 - 星海微萤

 

A1.  对于 PL15-m-2 设置,气体的比角动量随内包质量的变化。此图表明了气体的角动量在星团形成期间随时间的改变。

 

恒星形成过程的初始条件的重要性——II(Girichidis 等人 2012 年)(下) - wangjj586 - 星海微萤
 

 

A2.  同图 A1 ,但对于 BE-m-2 设置。


(原文中的致谢和引用的参考文献目录从略,需要者请检索原文。译文仅供学习交流,严禁出版和商业使用。)

  评论这张
 
阅读(236)| 评论(0)
推荐 转载

历史上的今天

在LOFTER的更多文章

评论

<#--最新日志,群博日志--> <#--推荐日志--> <#--引用记录--> <#--博主推荐--> <#--随机阅读--> <#--首页推荐--> <#--历史上的今天--> <#--被推荐日志--> <#--上一篇,下一篇--> <#-- 热度 --> <#-- 网易新闻广告 --> <#--右边模块结构--> <#--评论模块结构--> <#--引用模块结构--> <#--博主发起的投票-->
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

页脚

网易公司版权所有 ©1997-2017