密度层化星系团内介质中湍流演化的多尺度分析

星系团内部的弥漫热介质通常表现出湍流运动，其振幅随半径增大而增大，这一点已被宇宙学流体动力学模拟所揭示。然而其物理起源仍不清楚。它可能是由大半径处湍流的过量注入，或小半径处湍流更快耗散所致。我们利用 Omega500 非辐射流体动力学宇宙学模拟，通过研究星系团并合后星系团内介质（ICM）中湍流的时间演化来探究此问题。通过应用一种新颖的小波分析来研究 ICM 湍流谱的半径依赖性，我们发现内高密度区更快的湍流耗散导致了湍流振幅随半径增大。我们还发现，在主要并合后所有半径处的 ICM 湍流均经历两阶段衰减：早期的快速衰减阶段与随后的缓慢长期衰减阶段。由 ICM 密度层化引起的浮力效应在湍流衰减过程中变得愈发重要，这体现为湍流弗劳德数 $Fr \sim \mathcal{O}(1)$ 的减小。我们的结果表明，更强的密度层化与更小的涡流转置时间是星系团内部区域更快湍流耗散率的可能原因。