Astronomy ReportsAstronomy ReportsАстрономический журнал0004-62993034-5170The Russian Academy of Sciences64758910.31857/S0004629924010044LFUCTVArticlesСТАТЬИResearch ArticleMHD modeling of the molecular filament evolutionМГД-моделирование эволюции молекулярных волоконSultanovI. M.СултановИ. М.
Russian Federation
syltahof@yandex.ruKhaibrakhmanovS. A.ХайбрахмановС. А.
Russian Federation
syltahof@yandex.ruChelyabinsk State UniversityЧелябинский государственный университетSaint Petersburg State UniversityСанкт-Петербургский государственный университетUral Federal UniversityУральский федеральный университет150120241011344128012025Copyright ©; 2024, The Russian Academy of SciencesCopyright ©; 2024, Российская академия наук2024The Russian Academy of SciencesРоссийская академия наукhttps://journals.eco-vector.com/0004-6299/article/view/647589

We perform numerical magnetohydrodynamic (MHD) simulations of the gravitational collapse and fragmentation of a cylindrical molecular cloud with the help of the FLASH code. The cloud collapses rapidly along it’s radius without any signs of fragmentation in the simulations without magnetic field. The radial collapse of the cloud is stopped by the magnetic pressure gradient in the simulations with parallel magnetic field. Cores with high density form at the cloud’s edges during further evolution. The core densities are n ≈ 1.7×108 and 2×10-7 cm–3 in the cases with initial magnetic field strengths B = 1.9×10-4 and 6×10-4 G, respectively. The cores move toward the cloud’s centre with supersonic speeds |vz| = 3.6 and 5.3 km/s. The sizes of the cores along the cloud’s radius and cloud’s main axis are dr = 0.0075 pc and dz = 0.025 pc, dr = 0.03 pc and dz = 0.025 pc, respectively. The masses of the cores increase during the filament evolution and lie in range of ≈(10-20)Me. According to our results, the cores observed at the edges of molecular filaments can be a result of the filament evolution with parallel magnetic field.

В работе с помощью кода FLASH выполнено численное магнитогазодинамическое (МГД) моделирование гравитационного коллапса и фрагментации цилиндрического молекулярного облака. В расчетах без магнитного поля облако быстро сжимается вдоль радиуса, и фрагментации не происходит. В расчетах с продольным магнитным полем коллапс волокна вдоль радиуса останавливается градиентом магнитного давления. В процессе дальнейшей эволюции на концах волокна образуются ядра с повышенной плотностью. В случаях с начальной интенсивностью магнитного поля B = 1.9×10-4 и 6×10-4 Гс концентрации газа в ядрах составляют n ≈ 1.7×108 и 2×107 см⁻³соответственно. Ядра передвигаются к центру со сверхзвуковыми скоростями |vz| = 3.6 и 5.3 км/с, их размеры вдоль радиуса и оси волокна составляют соответственно dr = 0.0075 пк и dz = 0.025 пк, dr = 0.03 пк и dz = 0.025 пк. Масса ядер увеличивается в процессе эволюции волокна и лежит в диапазоне ≈(10-20)Me. Согласно полученным результатам, ядра, наблюдаемые на концах молекулярных волокон, могут быть естественным результатом эволюции волокон с продольным магнитным полем.

magnetic fieldsmagnetohydrodynamics (MHD)methods: numericalISM: cloudsмагнитные полямагнитная газодинамика (МГД)численное моделированиемежзвездные молекулярные облакаФонд перспективных научных исследований ЧелГУ (проект)Chelyabinsk State University Advanced Scientific Research Foundation (project)2023/7Челябинский государственный университет госзадание(проект)Chelyabinsk State University state assignment (project)FEUz-2020-0038P. André, J. Di Francesco, D. Ward-Thompson, S.-I. Inutsuka, R. E. Pudritz, and J. E. Pineda, Protostars and Planets VI, edited by H. Beuther, R. S. Klessen, C. P. Dullemond, and T. Henning, (Tucson: University of Arizona Press, 2014), p.27.A. E. Dudorov and S. A. Khaibrakhmanov, Open Astronomy 26(1), 285 (2017).V. Konyves, P. André, A. Men’shchikov, P. Palmeirim, et al., Astron. and Astrophys. 584, id. A91 (2015).D. Ward-Thompson, K. Pattle, P. Bastien, R. S. Furuya, et al., Astrophys J. 842(1), id. 66 (2017).A. Hacar, S. E. Clark, F. Heitsch, J. Kainulainen, G. V. Panopoulou, D. Seifried, and R. Smith, Protostars and Planets VII, ASP Conf. Ser. 534, Proc. of a conference held 10–15 April 2023 at Kyoto, Japan; edited by Shu-ichiro Inutsuka, Y. Aikawa, T. Muto, K. Tomida, and M. Tamura (San Francisco: Astron. Soc. Pacific, 2023), p. 153.P. Bastien, Astron. and Astrophys. 119(1), 109 (1983).L.K. Dewangan, L.E. Pirogov, O.L. Ryabukhina, D. K. Ojha, and I. Zinchenko, Astrophys. J. 877(1), id. 1 (2019).S. Chandrasekhar and E. Fermi, Astrophys. J. 118, 116 (1953).J. S. Stodolkiewicz, Acta Astronomica 13, 30 (1963).J. Ostriker, 140, 10⁵6 (1964).Shu-ichiro Inutsuka and S. M. Miyama, 480, Astrophys. J. 681 (1997).Y. Shimajiri, P. André, N. Peretto, D. Arzoumanian, E. Ntormousi, and V. Konyves, Astron. and Astrophys. 672, id. A133 (2023).O.L. Ryabukhina, M. S. Kirsanova, C. Henkel, and D. S. Wiebe, Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 517(4), 4669 (2022).D. Seifried and S. Walch, Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 452(3), 2410 (2015).A.E. Dudorov and S. A. Khaibrakhmanov, Astrophys. Space Sci. 352(1), 103 (2014).A. E. Dudorov and Yu. V. Sazonov, Nauchnye Informatsii 63, 68 (1987).B. Fryxell, K. Olson, P. Ricker, F. X. Timmes, et. al., Astrophys. J. Suppl. 131, 273 (2000).B. van Leer, J. Comput. Phys. 32(1), 101 (1979).J. Barnes and P. Hut, Nature 324(6096), 446 (1986).C. Federrath, R.S. Klessen, L. Iapichino, and J.R. Beattie, Nature Astron. 5, 365 (2021).