原行星盘中 $M_{\mathrm{d}}/\dot M$ 的时间演化：区分黏滞与MHD风的一种方法

随着经典黏滞原行星盘吸积范式因低湍流观测证据而受到挑战，MHD盘风这一替代情景正被探索，其可能重现传统上由黏滞解释的相同观测特征。尽管两种模型导致不同的盘性质，但由于仪器限制，尚无模型被观测排除。本工作中，我们提出一种基于盘族在盘质量($M_{\mathrm{d}}$)-吸积率($\dot M$)平面上分布演化的差异来区分黏滞与MHD框架的可行方法。借助解析计算与使用星族合成代码 \texttt{Diskpop} 的1D数值模拟的协同，我们发现两种机制均预言盘族中观测到的 $M_{\mathrm{d}}/\dot M$ 比值散布随时间减小；然而，与纯黏滞盘族相比，MHD主导盘族中该效应明显更弱。此外，我们证明此差异可由当前观测设备探测：将内禀散布与观测不确定性卷积并不影响结果，因为MHD情形下的观测散布仍显著大于黏滞情形。尽管现有最新数据显示与风模型更吻合，但正在开展及未来的ALMA和ngVLA直接气体质量测量工作将在近期重新审视该比较。