河内分子云的磁场和条形结构:∥,或者⊥?

标题:The Link between Magnetic Fields and Filamentary Clouds: Bimodal Cloud Orientations in the Gould Belt
作者:Hua-bai Li, Min Fang, Thomas Henning, Jouni Kainulainen
论文索引:arXiv:1310.6261
编辑供稿:南京大学 吕行

 祝大家光棍节快乐!

磁场和恒星形成

磁场在恒星形成有着重要的作用,小到几百AU的原恒星盘,大到几百pc的巨分子云,都要考虑磁场的存在。比如,原恒星喷流的模型中,需要磁场(e.g. X-wind model);为了解释原恒星盘的存在需要考虑磁场的耗散,否则会导magnetic braking catastrophe;磁场和湍流可能能够支撑分子云对抗引力,从而解释为何其中的恒星形成率低于预期值。

从观测的角度来看,在较小尺度上,关于恒星形成区中磁场和吸积盘/外流的关系,最近CARMA的TADPOL项目利用尘埃偏振观测得到了很多结果(TADPOL主页Hull et al. 2013aHull et al. 2013b相关报告下载)。在较大尺度上,Li & Henning 2011发现M33中巨分子云中的磁场与旋臂方向有很好的相关性,以及Li et al. 2009发现分子云中的磁场在100pc到1pc尺度上的方向是一致的。

这篇文章则在1-10 pc尺度上,分析了磁场与分子云中的条形结构的几何关系,试图用磁场解释条形结构的成因。

Filaments,HFS,Network

分子云的filaments(条形结构)在临近的分子云中早已被发现(例如猎户分子云中的条形结构),在Hershcel空间红外望远镜的数据中更是发现这种结构在河内分子云中几乎无处不在。Herschel发现的filaments的典型长度1-10 pc,宽度0.1 pc。另外,Myers 2009分析了临近分子云的几何形状,发现其中存在大量hub-filament system(HFS),也就是中心有一个密度大(柱密度N>10^{23}cm^{-2})、质量大(M>10^3M_{\odot})的“hub”,周围辐射出细长的filaments。这些filaments经常是互相平行的,而hub通常在某个方向上被拉长(像一只蜈蚣…)。另一种包含很多filaments的结构,network of filaments,也就是很多并不平行的filaments交错在一起,没有明显的hub(例如Busquet et al. 2012)。

peretto
一个典型的HFS,Fig.4 of Peretto et al. 2013

对于这种结构,有很多问题需要回答:它们是真实存在的,或是视线方向上不相关成分的叠加(参见”The Bones of the MW”)?它们是怎么形成的(Nagai et al. 1998; Van Loo et al. 2013; Mark Krumholz在PPVI上的报告)?是如何保持细长的形状而不被gravitational collapse/turbulence/feedback等因素破坏的?对于其中的恒星形成有何影响(Polychroni et al. 2013)?HFS/network又是如何形成的?

磁场和Filament

谈到磁场,我们也许会想到小时候玩磁铁时,铁屑沿磁力线方向整齐排列的样子。也许磁场在filaments中也起到了类似的作用?要证实这个猜想,首先要有观测证据。如果我们看到磁场方向和条形结构的方向完全没有相关,那么两者很可能毫无关系。

本文利用了现有的光学偏振观测所指示的磁场方向,又利用近红外消光得到了条形结构的方向。为了尽量排除前景和背景辐射对偏振的影响,作者挑选了高银纬的几个分子云。为了量化分子云的方向,作者对消光的数据做了autocorrelation。又由于三维空间中的角度投影到二维平面上存在很大不确定性,作者做了Monte-Carlo模拟,确保所发现的两者夹角的趋势是真实的。总之经过小心地检验后,作者发现,磁场和条形结构趋向于平行或者垂直,相关性比较明显,如下图所示。

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Fig. 4 of Li et al. 2013

如何解释这种相关性?这篇文章提出了一个简单的模型:磁场在分子云中是动力学重要的,也就是气体被磁场束缚,就像铁屑被磁铁的磁场束缚;在这个前提下,分子云被冻结在磁力线上,如下图所示,就只有两种命运:如果内部湍流动能足以支撑自引力势能,就保持沿磁场方向的条形结构;湍流不能支撑引力,被压扁,从侧面看就成为垂直于磁场方向的条形。

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Fig. 3 of Li et al. 2013

这个模型也自然地解释了HFS的形成:HFS中心的拉长的hub,对应密度大所以被自身重力压扁的cloud 2,向周围辐射出的filaments,对应密度较小,可以沿磁场方向伸展的cloud 1。

最后值得一提的是作者通过比较不同柱密度下磁场的强度,推测出分子云开始坍缩的临界柱密度。因为考虑到磁冻结效应,分子云坍缩时磁场强度也会随之增大,磁场强度开始增大时对应的柱密度也就是坍缩时的柱密度。如下图所示,柱密度在\gtrsim 10^{22}\ cm^{-2}时(由Zeeman分裂测得的视线方向上的)磁场强度开始变大。这对应着分子云坍缩的临界柱密度。

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Fig. 7 of Li et al. 2013
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