星系团内介质的热稳定加热机制：湍流、磁场与等离子体不稳定性

我们考虑了星系团中自调节加热和冷却的问题，以及这对星系团磁场和湍流的影响。弱碰撞磁化等离子体的粘性加热受相对于局部磁场方向的压力各向异性调节。星系团内介质是一种高β等离子体，其中由湍流应力及随之而来的磁场局部变化引起的压力各向异性将触发非常快速的微观尺度不稳定性。我们认为，这些不稳定性的净效应是将压力各向异性锁定在由等离子体β参数控制的边际水平。这产生了局部加热率，其大小与辐射冷却率相当。此外，我们表明，这种加热与轫致辐射冷却之间的平衡是热稳定的，这与通常推测的冷却与热传导之间的平衡不同。在存在充足（且可能是自调节的）湍流功率供给的情况下，这提供了一种缓解冷却流并防止星系团核心坍缩的物理机制。对于观测到的密度和温度分布，假设粘性加热与辐射冷却平衡，我们能够预测磁场强度、湍流速度和湍流尺度作为距中心距离的函数。我们给出了几个不同星系团的具体预测以及与观测结果的比较。我们的预测可以通过未来对星系团磁场和湍流速度的观测得到进一步检验。