由磁旋不稳定引起的银河湍流与巨型分子云的形成
天体物理学
2009-11-10 v1
摘要
采用局部三维磁流体力学(MHD)模拟，我们探讨了与磁旋不稳定性(MRI)相关的银河湍流如何影响巨型分子云(GMC)的形成及其性质。本研究的盘面模型包含垂直分层结构并受均匀剪切作用。初始磁场为弱且纯垂直。为简化计算，我们采用等温态方程。我们发现，MRI驱动的湍流迅速发展，饱和状态下的Shakura-Sunyaev参数α≈(0.15-0.3)主要由Maxwell应力主导。许多湍流的无量纲特征（例如Maxwell应力与Reynolds应力之比）与先前针对 accretion disk 的MRI研究结果相似，因而对垂直盘面压缩程度、剪切率以及自重性质的影响不敏感。在非或弱自重盘面的密度加权速度分散为σ_x≈σ_y≈(0.4-0.6)c_s，σ_z≈(0.2-0.3)c_s，这表明MRI可显著贡献于观测到的银河级湍流水平。饱和状态下的磁场强度B≈2μG，接近典型银河值。当自重足够强时，MRI驱动的高�幅密度扰动可被旋转放大以形成以质子质量(~10^7 Msun)为尺度的束缚云。与以往无磁场或强磁化盘模型相比，本模型中非线性不稳定性阈值对应的面密度至少低于50%，对应Toomre参数Q_th≈1.6。我们提供证据表明，在类似本模型条件下形成的自重云（如GMC）可通过磁制动减缓大部分原始自转角动量，其中磁场贯穿于云的自转轴垂直方向。
引用
@article{arxiv.astro-ph/0309080,
title = {Magnetorotationally-Driven Galactic Turbulence and the Formation of Giant Molecular Clouds},
author = {Woong-Tae Kim and Eve C. Ostriker and James M. Stone},
journal= {arXiv preprint arXiv:astro-ph/0309080},
year = {2009}
}
备注
39 pages, 8 figures, to appear in ApJ, vol. 599, Dec. 20, 2003; For better postscript figures and mpeg animations, see http://cfa-www.harvard.edu/~wkim/FIGURE4/