球状恒星形成云中的磁场结构 II：从观测图估计场结构
星系天体物理
2020-07-01 v1
摘要
本文提出了模型，用于根据球状凝聚体的柱密度图和磁排列尘埃颗粒的偏振图来估计其密度和磁场强度结构。密度模型是通过将柱密度图拟合为具有任意长宽比和倾角的嵌入式 p = 2 Plummer 球体而获得的。磁性质基于该密度模型、Alfvénic 涨落的 Davis-Chandrasekhar-Fermi (DCF) 模型以及论文 I 中质量和磁通量守恒的球体磁通冻结 (SFF) 模型。场强模型具有柱密度图的分辨率，该分辨率比 DCF 场强估计的分辨率更高。这些模型被应用于原恒星 BHR71 IRS1 包层的 ALMA 观测。柱密度拟合给出了密度模型，范围从 (2.0 ± 0.4) × 10^5 cm^-3 到 (7 ± 1) × 10^7 cm^-3。该密度模型预测了场方向图，在 1100 au 范围内与偏振图拟合得最好，角度差的标准差为 17°。在该区域内，DCF 平均场强为 0.7 ± 0.2 mG，且包层质量是超临界的，质量与磁临界质量之比为 1.5 ± 0.4。SFF 场强分布与 DCF 场强成比例，范围从 60 × 10 μG 到 4 ± 1 mG。SFF 场强估计的空间分辨率比 DCF 分辨率精细约 7 倍，且 SFF 峰值场强超过 DCF 场强约 5 倍。
引用
@article{arxiv.2005.04307,
title = {Magnetic Field Structure in Spheroidal Star-Forming Clouds. II. Estimating Field Structure from Observed Maps},
author = {Philip C. Myers and Ian W. Stephens and Sayantan Auddy and Shantanu Basu and Tyler L. Bourke and Charles L. H. Hull},
journal= {arXiv preprint arXiv:2005.04307},
year = {2020}
}
备注
Accepted for publication in The Astrophysical Journal