Hall 效应主导的磁旋转湍流中的磁自组织

磁旋转不稳定性（MRI）是天体物理盘中角动量高效向外输运的最有前景的机制。然而，将其应用于原行星盘仍存在问题。这些盘的电离度极低，以至于在被称为“死区”的区域可能无法支持磁旋转湍流。最近有人提出，Hall 效应作为一种非理想磁流体动力学（MHD）效应，可以通过将一个数量级或更多的磁活跃柱密度增强，从而复活这些死区。我们通过执行局部三维电阻性 Hall-MHD 模拟来研究这一想法，模拟情境为 Hall 效应主导欧姆耗散的 MRI。正如线性稳定性分析所预期的那样，我们在电阻性 MHD 中原本线性稳定的区域发现了指数增长的不稳定性。然而，我们并未发现剧烈且持续的磁旋转湍流，而是发现 MRI 通过在磁场和速度场中产生大尺度、长寿命的轴对称结构而达到饱和。我们将这些结构分别称为带状场和带状流。它们的出现导致湍流输运急剧减少，至少比基于电阻性 MHD 的外推值低两个数量级，这一结果对当前的分层吸积模型提出了质疑。我们构建了严格的平均场理论来解释这种新行为并预测其发生时机。简要讨论了其对原行星盘结构和演化以及行星形成理论的影响。