盘星系形成的磁流体动力学模拟：冷介质和温介质的磁化
天体物理学
2009-04-17 v1
摘要
利用磁流体动力学（MHD）自适应网格细化模拟，我们研究了具有磁化星际介质的盘星系的形成和早期演化。对于一个具有初始 NFW 暗物质和气体剖面的 \msun 晕，我们施加了一个均匀的 G 磁场，并追踪其坍缩、盘形成及长达 1 Gyr 的演化。与具有相同初始条件的纯流体动力学模拟相比，我们发现这种强度的原星系磁场并不会显著影响全局盘属性。同时，初始磁场被差速旋转的湍流盘迅速放大。在持续约 Myr 的初始快速放大之后，随后的磁场放大似乎表现为自调节。结果，高度磁化的物质开始在盘的上方和下方形成。有趣的是，自调节制度下的磁场强度与银河系中观测到的暖 HI 相和冷 HI 相中的磁场非常吻合，并且不随时间发生明显变化。大部分冷相显示出磁场强度有一个数量级的弥散。全局方位角磁场在不同半径处发生反转，其振幅随盘半径的增加而减小。通过比较流体动力学和 MHD 模拟中估计的恒星形成率（SFR），我们发现，在磁场强度饱和后，磁力为冷气体提供了进一步的支持，并导致 SFR 下降。
引用
@article{arxiv.0712.0872,
title = {Magnetohydrodynamic Simulations of Disk Galaxy Formation: the Magnetization of The Cold and Warm Medium},
author = {Peng Wang and Tom Abel},
journal= {arXiv preprint arXiv:0712.0872},
year = {2009}
}
备注
13 pages, 14 figures. Higher resolution figure version can be found at http://www.stanford.edu/~pengwang/mhddisk.pdf