旋涡星系中刺状结构形成的全局模拟

我们利用包含气体自引力的全局磁流体动力学(MHD)模拟，研究了旋涡星系中次结构的形成。我们的模型扩展了Kim和Ostriker(2002)的先前局部模型，包含了曲线坐标的完整效应、真实的对数螺旋扰动、螺旋激波5个径向波长的自引力贡献，以及密度和本轮频率随半径的变化。我们证明，在真实的Toomre Q值下，自引力和星系较差自转产生具有kpc尺度间距的丝状气体结构，无论恒星螺旋势的强度如何——甚至是否存在。然而，与旋臂明确相关的剪切特征的增长，在许多旋涡星系的光学和红外观测中被描述为刺或羽状结构，需要在自引力模型中具有足够强的螺旋势。与独立增长的“背景”丝状结构不同，旋臂刺的取向取决于星系位置。在共转半径以内，刺从旋臂凸侧向外延伸；在共转半径以外，刺从旋臂凹侧向内增长。基于间距、取向以及与旋臂团块的关系，可以区分起源于旋臂不稳定的“真刺”与独立增长的“背景”丝状结构。我们的模型还表明，当旋臂中的气体通过自引力碎裂成巨分子云(GMCs)时，磁场对于保持宏大设计旋涡结构很重要。