主要星系团并合中的激波与湍流演化

我们进行了一组宇宙学模拟，研究星系团主要并合中的并合激波演化以及随后在激波后区域和星系团内介质（ICM）中注入的湍流。计算使用基于网格的自适应网格细化流体动力学代码Enzo进行，并采用了专门设计的细化判据来细化激波附近的湍流。主要并合在ICM中注入了大量的湍流能量。我们的模拟表明，主要并合后产生的激波发展出椭球形状，并因与并合星系团周围的纤维状宇宙网相互作用而破裂。沿激波传播方向的激波后区域大小约为300 kpc h^-1，该区域内的湍流速度弥散大于100 km s^-1。在我们的星系团样本中，湍流能量与星系团质量的标度分析符合M^(5/3)，即自相似星系团模型中热能的标度律。这清楚地表明了星系团演化中维里化与湍流注入之间的密切关系。我们发现，主要并合后2 Gyr内，星系团核心中湍流压力与总压力之比大于10%，并且需要大约4 Gyr才能松弛，这比通常假设的湍流再加速模型中的时间要长得多，而该模型被用来解释观测到的射电晕统计。最后，我们讨论了模拟结果与在并合星系团A3376外围发现的“对称射电遗迹”在形态和其他物理参数上的惊人相似性。特别是，并合激波与星系团周围纤维状结构的相互作用可以解释双射电遗迹边缘存在的“凹口状”特征。