Raghov Arora, Dissertation, Fachbereich Physik der Universität Hamburg, 2025 :
"Formation of dense gaseous structures in disc galaxies via spiral arms, magnetic fields and self-gravity"
"Formation of dense gaseous structures in disc galaxies via spiral arms, magnetic fields and self-gravity"
Summary
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 M_c=v_c/c_s (Verhältnis der Kreisgeschwindigkeit zur Schallgeschwindigkeit). Wir stellen fest, dass unsere empirische Skalierung des Federabstands mit M_c gut mit den verfügbaren Beobachtungen naher Galaxien übereinstimmt. Dies deutet auf eine viel einfachere Erklärung für den Ursprung der Federn hin.
Titel
Kurzfassung
Dense structure in nearby spiral galaxies exhibits partial spatial regularity on kiloparsec scales. This is displayed both by the clumps arranged in beads-on-a-string pattern along spiral arms, and by filamentary features called feathers in the inter-arm regions. Both have shown evidence of hosting active star forming regions and young stellar clusters within them, making them important for gauging initial conditions for star formation. Their spatial regularity hints at galactic instabilities playing a part in their origin.
We study the role of gravity, spiral arms and magnetic fields on the formation of dense clumps in the arm and feathers in the inter-arm regions of disc galaxies. We do this by running a suite of global magnetohydrodynamical simulations of isolated disc galaxies.
We find that the spiral arm instability can give rise to semi-regularly spaced dense clumps along its length, that agree with the range found in observations. However, these clumps do not shear into the inter-arm regions to give rise to feathers. Moreover, the instability is affected by the presence of ubiquitos magnetic fields, depending upon their initial strength. Moderate magnetic fields stabilise the spiral arms via magnetic pressure, while weak initial fields destabilise them by increasing the growth rate within a factor of two. We find indications of the Parker instability in action in the latter case, which wasn't captured in earlier works due to their local, 2D approximations.
Furthermore, our galaxies form feathers via global galactic-scale gravitational instability, independent of the need of spiral arms or magnetic fields, contrary to what was suggested in previous works. This behavior is quantified by the Toomre-Q parameter of the galaxy. We find that the morphological properties of feathers and timescales of their formation depend upon a second dimensionless parameter of the galaxy - the rotational mach number M_c=v_c/c_s (ratio of the circular velocity to the sound speed). We find that our empirical scaling of feathers spacing with M_c agrees well with the available observations of nearby galaxies. This hints at a much simpler explanation for the origin of feathers.