Evolution of angular momentum during the collapse of magnetic rotating protostellar clouds
Annotatsiya
В работе представляются численные магнитогазодинамические (МГД) расчеты изотермической стадии коллапса маг- нитных вращающихся протозвездных облаков солнечной массы при различных начальных значениях вращательной и магнитной энергий и с различной степенью неоднородности. Моделирование осуществляется с помощью двумерного МГД-кода Enlil. Расчеты показывают, что при увеличении начальной степени неоднородности облака увеличиваются размеры элементов его иерархической структуры — сплюснутой оболочки и первичного диска — и усиливается вли- яние магнитного торможения в центре облака. Магнитное торможение отводит в межзвездную среду от 40 до 90% полного углового момента облака в зависимости от начального отношения магнитной энергии облака к модулю гравитационной энергии, ε m = 0.2 − 0.6. Эффективность переноса углового момента слабо зависит от начально- го отношения вращательной и гравитационной энергий. В конце изотермической стадии коллапса неоднородного протозвездного облака формируется «мертвая» зона со степенью ионизации x ≤ 10 −12 . Радиус «мертвой» зоны со- ставляет 90 − 220 а. е. для облаков с ε m = 0.2 − 0.6. Сравнение характерных диффузионного и динамического времен показывает, что амбиполярная диффузия приведет к ослаблению магнитного торможения внутри «мертвой» зоны в течение 1 − 10 тыс. лет после образования первого ядра. We present the results of numerical magnetohydrodynamic (MHD) simulations of the isothermal stage of the collapse of magnetic rotating protostellar clouds of solar mass at various initial values of rotational and magnetic energies and with various degrees of nonuniformity. The simulations are carried out using the two-dimensional MHD code Enlil. The simulations show that an increase in the initial degree of inhomogeneity of the cloud leads to the growth of the sizes of the elements of its hierarchical structure — oblate envelope and primary disk. The influence of magnetic barking also increases in the center of the cloud. Magnetic barking transports from 40 to 90% of the total angular momentum of the cloud into the interstellar medium, depending on the initial ratio of the cloud’s magnetic energy to the modulus of its gravitational energy, ε m = 0.2 − 0.6. The efficiency of angular momentum transport weakly depends on the initial ratio of rotational and gravitational energies. At the end of the isothermal stage of the collapse of an inhomogeneous protostellar cloud, a “dead” zone is formed with the degree of ionization x ≤ 10 −12 . The “dead” zone radius is 90−220 au for clouds with ε m = 0.2−0.6. A comparison of the characteristic diffusion and dynamical times shows that ambipolar diffusion will lead to weakening of magnetic braking inside the “dead” zone within 1 − 10 thousand years after the first core formation.