湍流坍缩云中的双极扩散与磁流比

恒星的形成受非理想磁流体动力学（MHD）效应、引力和湍流之间错综复杂的相互作用所支配。计算上的挑战阻碍了对这种相互作用进行全面的三维探索，这构成了我们理解分子云和云核的一个长期难题。我们的目标是研究一个超临界湍流坍缩分子云的三维非理想MHD化学动力学模拟中，中性粒子-离子漂移速度以及磁流比的空间特征和时间演化。该云的电阻率是从一个包含115种粒子的庞大非平衡化学网络自洽计算得出的。为了计算电阻率，我们对网络中的每种带电粒子使用了不同的平均碰撞率。此外，我们开发了一种新的通用方法，用于在三维模拟中测量真实的磁流比。尽管云具有湍流性质，但在早期，中性粒子-离子漂移速度遵循二维轴对称非理想MHD模拟中预期的沙漏形磁场结构。然而，在后期，中性粒子-离子漂移速度变得越来越复杂，许多矢量从云的中心指向外部。具体来说，我们发现云“中平面”上方和下方的漂移速度处于“反相”状态。我们基于磁螺旋环以及漂移速度与单位体积磁张力之间的相关性来解释这些特征。尽管中性粒子-离子漂移速度的结构复杂，我们证明，当在一个区域内取平均值时，真实的磁流比随时间单调增加，并随距云中心半径的增加而减小。相比之下，“观测到的”磁流比与真实的磁流比以及云的密度结构之间的相关性很差。