自重、磁化云的动力学与结构演化：2.5 维湍流衰减模拟

银河系的分子组成部分由湍流、磁化云构成，其中许多云是自重的并形成恒星。为了理解这些云的演化如何取决于其湍流程度、平均磁化程度和自重程度，我们进行了一系列 2.5 维的直接数值 MHD 模拟。我们的两个独立调查参数允许我们模拟满足或不满足磁力-雅思稳定性和磁力临界性条件的云。我们第三组调查参数允许我们初始化为亚或超阿尔法én速度的湍流。我们评估每个云模型达到引力束缚的时刻，并测量每个模型在流体穿越时间内的动能损失。我们比较不同平均磁化程度模型中密度和磁场结构形态的演化，并量化由内部应力产生的密度对比度差异。我们发现 (c_s/v_A)^2 和 L/L_Jeans 的值——而非初始马赫数 v/c_s——决定了云的引力束缚和坍缩时间。我们发现，尽管磁场强度变化，湍流衰减时间几乎只有约一个数量级的差异。在所有模型中，我们发现磁场强度的湍流放大，湍流磁能在一次流体穿越时间内为 25-60% 动能的 25-60%。我们发现对于非自重演化阶段，质量平均密度对比度幅度 <log(ρ/ρ̄)> 位于 0.2-0.5 范围内；我们指出，只有更强磁化的模型与来自银河系 GMCs 中团块/间隙密度对比度的估计值相符。