Formation of dense gaseous structures in disc galaxies via spiral arms, magnetic fields and self-gravity

Abstract

Die dichte Struktur in nahen Spiralgalaxien weist eine teilweise räumliche Regelmäßigkeit auf Kiloparsec-Skalen auf. Dies zeigt sich sowohl in den Klumpen, die wie Perlen an einer Kette entlang der Spiralarme angeordnet sind, als auch in fadenförmigen Ausbildungen, die Federn genannt werden, in den Regionen zwischen den Armen. Beide haben Anzeichen dafür geliefert, dass sie aktive Sternentstehungsgebiete und junge Sternhaufen beherbergen, was sie für die Beurteilung der Anfangsbedingungen für die Sternentstehung wichtig macht. Ihre räumliche Regelmäßigkeit deutet auf galaktische Instabilitäten hin, die bei ihrer Entstehung eine Rolle spielen.

Wir untersuchen die Rolle der Schwerkraft, der Spiralarme und der Magnetfelder bei der Bildung von dichten Klumpen in den Armen und Federn in den Regionen zwischen den Armen von Scheibengalaxien. Dazu führen wir eine Reihe globaler magnetohydrodynamischer Simulationen von isolierten Scheibengalaxien durch.

Wir stellen fest, dass die Instabilität des Spiralarms zu Klumpen mit halbwegs regelmäßigen Abständen entlang seiner Länge führen kann, die mit dem in Beobachtungen gefundenen Bereich übereinstimmen. Diese Klumpen führen jedoch nicht notwendigerweise zur Bildung der Federn. Darüber hinaus wird die Instabilität durch das Vorhandensein von Magnetfeldern beeinflusst, je nach deren anfänglicher Stärke. Mäßig starke Magnetfelder stabilisieren die Spiralarme durch magnetischen Druck, während schwache Anfangsfelder sie destabilisieren, indem sie die Wachstumsrate um einen Faktor zwei erhöhen. Im letzteren Fall finden wir Hinweise auf die Parker-Instabilität, die in früheren Arbeiten aufgrund ihrer lokalen 2D-Näherungen nicht erfasst wurde. Darüber hinaus bilden unsere Galaxien Federn durch eine globale Gravitationsinstabilität auf galaktischer Ebene, unabhängig von der Notwendigkeit von Spiralarmen oder magnetischen Feldern, im Gegensatz zu dem, was in früheren Arbeiten vorgeschlagen wurde. Dieses Verhalten wird durch den Toomre-Q-Parameter der Galaxie quantifiziert. Wir stellen fest, dass die morphologischen Eigenschaften der Federn und die Zeitskala ihrer Entstehung von einem zweiten dimensionslosen Parameter der Galaxie abhängen - der Rotations-Machzahl Mc = vc/cs (Verhältnis der Kreisgeschwindigkeit zur Schallgeschwindigkeit). Wir stellen fest, dass unsere empirische Skalierung des Federabstands mit Mc gut mit den verfügbaren Beobachtungen naher Galaxien übere- instimmt. Dies deutet auf eine viel einfachere Erklärung für den Ursprung der Federn hin.