星系团中的磁热不稳定性 I：理论与二维模拟

确定星系团中湍流的起源并量化其热传输，是一个悬而未决的问题，对我们理解其热力学历史与结构具有重要意义。由于星系团介质（ICM）的稀薄等离子体是磁化的，热量与动量优先沿磁力线传播。这种各向异性引发了一类浮力不稳定性，使 ICM 失稳，其湍流运动可增强或阻碍热传输。我们聚焦于可能活跃于星系团外缘的磁热不稳定性（MTI）。我们旨在重新审视该问题并构建一般理论，解释 MTI 饱和机制，并为湍流动能、磁能与热通量提供标度与估计。我们利用 Boussinesq 代码 SNOOPY 模拟 MTI 湍流，与以往工作不同，这使我们能够对参数空间进行广泛采样。在二维中，饱和机制涉及将动能从短 MTI 注入尺度逆级联到更大尺度，并在那里被稳定熵分层所阻止；在特征性的“浮力尺度”上，能量倾入大尺度 g 模，随后耗散。因此，熵分层对湍流涡旋的大小与强度设定了上限。同时，尽管磁场几何纠缠，MTI 仍传递了可观比例的热量。在配套论文中，这些结果被推广至三维流动，并与真实星系团观测进行比较。