年轻恒星磁化吸积盘动力学

我们研究了具有化石大尺度磁场的年轻恒星吸积盘的动力学。将作者先前的吸积盘磁流体力学（MHD）模型推广，以考虑磁场对气体旋转速度和盘垂直结构的动力学影响。借助所发展的 MHD 模型，针对不同的吸积率 $\dot{M}$ 和尘埃颗粒尺寸 $a_d$，模拟了一颗太阳质量 T Tauri 星吸积盘的结构。对盘径向结构的模拟表明，在典型值 $\dot{M}=10^{-8}\,M_\odot\,\mbox{yr}^{-1}$ 和 $a_d=0.1 \mu$m 下，盘内磁场为运动学态，电磁力不影响气体旋转速度。对于大尘埃颗粒，$a_d\geq 1$ mm，磁场冻结于气体中，并在距恒星 $r\gtrsim 30$ au 处产生动力学强磁场，其张力使旋转速度比开普勒速度降低 $\lesssim 1.5$ %。该效应与气体压力径向梯度的贡献相当，并可导致吸积盘中尘埃颗粒径向漂移速度的增加。在高吸积率 $\dot{M}\geq 10^{-7}\,M_\odot\,\mbox{yr}^{-1}$ 情形下，磁场在盘内区 $r<0.2$ au 同样为动力学强场。对盘垂直结构的模拟表明，取决于盘表面的条件，磁压垂直梯度可使盘的特征厚度相对于流体静力厚度减小或增加 5-20 %。盘厚度的变化发生在低电离分数和有效磁扩散（"死"区）之外，该区域在典型参数下从 $r=0.3$ 延伸至 $20$ au。