矮星系中 HI 湍流的驱动机制

中性氢（HI）的速度弥散被认为由星际介质（ISM）中的湍流决定。尽管湍流被广泛认为由恒星形成（SF）驱动，但最近的研究表明，在恒星形成率面密度（SFRSD）较低的区域（如矮星系或旋涡星系的外围区域），这种驱动机制可能并不占主导地位。我们通过叠加具有共同半径或 SFRSD 区域内的 HI 谱线，生成了若干邻近矮星系和低质量旋涡星系的平均 HI 线轮廓。我们发现，空间分辨的超轮廓（superprofiles）由一个中心窄峰（5-15 km/s）及其两侧的高速翼组成。假设中心峰反映了湍流速度弥散，我们将 HI 运动学与局部 ISM 性质（包括面质量密度和恒星形成度量）进行了比较。HI 速度弥散与面质量密度的相关性最强，这表明湍流具有引力起源，但目前尚不清楚哪些不稳定性能在这些系统中有效运作。当 SFRSD > 10^-4 Msun yr^-1 kpc^-2 时，恒星形成产生的能量足以驱动 HI 湍流运动。在低恒星形成强度下，恒星形成既无法提供足够的湍流能量，也不能唯一确定速度弥散。尽管如此，恒星形成似乎为 HI 速度弥散提供了一个下限。我们发现耦合效率随 SFRSD 的增加而降低，这与以下图像一致：恒星形成以恒定效率耦合到 ISM，但在较高的 SFRSD 下，较少能量存在于 HI 中。我们考察了多种潜在的 HI 湍流驱动因素，包括恒星形成、引力不稳定性、磁旋转不稳定性以及吸积，发现没有任何单一机制能在低 SFRSD 下驱动观测到的湍流水平。我们讨论了可能的解决方案以解开这一谜题。