湍流磁化云的恒星形成率：理论、模拟与观测的比较
摘要
我们推导并比较了六种恒星形成率 (SFR) 理论模型——Krumholz & McKee (KM)、Padoan & Nordlund (PN) 和 Hennebelle & Chabrier (HC) 模型，以及 HC 提出的这三种模型的多自由落体版本——所有模型均基于对湍流气体对数正态分布的积分。我们将所有理论扩展至包含磁场，并表明 SFR 取决于四个基本参数：(1) 维里参数 alpha_vir；(2) 声速马赫数 M；(3) 湍流驱动参数 b，它是压缩模式中驱动能量分数的度量；以及 (4) 等离子体 beta=2(M_A/M)^2，其中 M_A 为阿尔芬马赫数。我们将所有六种理论与 MHD 模拟进行了比较，模拟涵盖 300 至 4x10^6 太阳质量的云质量，马赫数 M = 3 至 50，M_A = 1 至无穷大，并采用了螺线管 (b=1/3)、混合 (b=0.4) 和压缩 (b=1) 湍流驱动。我们发现，对于压缩驱动且 alpha_vir~1 的情况，SFR 在 M=5 到 50 之间增加了四倍。比较驱动参数可知，在马赫数为 10 的模拟中，压缩驱动的 SFR 比螺线管驱动高出 10 倍以上。与流体动力学湍流相比，强磁化、跨阿尔芬湍流中的 SFR 和碎裂均减少了一半。多自由落体 KM 和多自由落体 PN 理论在两个数量级的 SFR 范围内，均能在两倍误差内同时拟合所有模拟结果。模拟得到的 SFR 覆盖了银河系云中观测到的 SFR 面密度与气体面密度的范围及相关性，并且由于反馈作用，在恒星形成效率 SFE = 1% 至 10% 和局部效率 epsilon = 0.3 至 0.7 时吻合良好。我们得出结论，SFR 主要由星际湍流控制，磁场起次要作用。
引用
@article{arxiv.1209.2856,
title = {The Star Formation Rate of Turbulent Magnetized Clouds: Comparing Theory, Simulations, and Observations},
author = {Christoph Federrath and Ralf S. Klessen},
journal= {arXiv preprint arXiv:1209.2856},
year = {2015}
}
备注
34 pages, 12 figures, ApJ in press, movies at http://www.ita.uni-heidelberg.de/~chfeder/pubs/sfr/sfr.shtml