引力不稳定吸积盘的粘滞 prescriptions

引力不稳定吸积盘出现在多种天体物理环境中——巨行星形成、FU Orionis 爆发、活动星系核（AGNs）的供养以及第三族恒星（Pop III stars）的起源。当引力不稳定盘无法快速冷却时，它会进入一个准稳态、波动的引力湍流状态，其 Toomre Q 保持在接近常数 $Q_0\sim1$ 的值。在此，我们开发了一种描述此类盘演化的解析形式体系，该体系基于 $Q=Q_0$ 和局部热平衡的假设。我们的方法适用于存在额外角动量传输源（例如 MRI）以及外部辐照的情况。热平衡决定了一个唯一的驱动盘演化的引力湍流应力 $\alpha_{gt}$ 值，它是局部面密度和角频率的函数。我们将此方法与其他常用的引力湍流粘滞 prescriptions 进行了比较，后者以特设方式指定了应力 $\alpha_{gt}$ 对 Toomre Q 的显式依赖关系，并识别出那些能提供一致结果的方法。尽管如此，我们认为我们的 $Q=Q_0$ 方法更加灵活、稳健且直接，应在应用中优先考虑。我们通过几个解析计算来说明这一点——引力湍流原行星盘中雪线的位置和死区外边缘的位置——这清楚地展示了 $Q=Q_0$ 方法的简单性和多功能性。