星系团晕中的多相凝聚：冷却、浮力和混合的相互作用

冷核星系团和其他大质量晕中心区域的气体冷却时间短($\lesssim1~\mathrm{Gyr}$)。理论模型预测，如果热不稳定性增长时间尺度($t_{\mathrm{ti}}$)与自由落体时间($t_{\mathrm{ff}}$)之比$t_{\mathrm{ti}}/t_{\mathrm{ff}}\lesssim10$，则这些气体容易发生多相凝聚，即冷气体从热相中凝聚出来。湍流混合时间$t_{\mathrm{mix}}$是另一个重要时间尺度：如果$t_{\mathrm{mix}}$足够短，则涨落在冷却之前就被混合。在本研究中，我们对分层介质中的湍流进行了高分辨率($512^2\times768$--$1024^2\times1536$分辨率元)流体动力学模拟，包括气体的辐射冷却。我们探索了与星系和星系团晕相关的$t_{\mathrm{ti}}/t_{\mathrm{ff}}$和$t_{\mathrm{ti}}/t_{\mathrm{mix}}$参数空间。我们还研究了熵轮廓的陡峭程度、湍流强迫的强度以及湍流强迫的性质(自然混合与压缩模式)对多相气体凝聚的影响。我们发现，较大的$t_{\mathrm{ti}}/t_{\mathrm{ff}}$或$t_{\mathrm{ti}}/t_{\mathrm{mix}}$值通常意味着对多相气体凝聚的稳定性，而较大的密度涨落(例如由于可压缩湍流)则促进多相气体凝聚。我们提出了一个新的判据$\min(t_{\mathrm{ti}}/\min(t_{\mathrm{mix}},t_\mathrm{ff}))\lesssim c_2\times\exp(c_1\sigma_s)$，用于判断晕何时变为多相，其中$\sigma_s$表示对数密度涨落的振幅，$c_1\simeq6$，$c_2\simeq1.8$来自我们结果的经验拟合。