关于星系团内介质中的氦指

在本文中，我们研究了星系团内介质（渗透星系团的弱碰撞磁化非均匀等离子体）中的对流现象，其中氦离子的浓度梯度不可忽略。为此，我们建立在用于研究海洋中盐指不稳定性的一般机制之上。盐指不稳定性是一种双扩散对流形式，其中两个物理量——热量和盐浓度——以不同的扩散速率扩散。星系团内介质中的类似不稳定性可能由于热量和氦离子（在氢离子和自由电子的海洋中）的磁场介导的各向异性扩散而产生。这两种扩散具有固有的不同扩散速率。因此，由这种不稳定性起始引起的对流是天体物理环境中双扩散对流的一个例子。这种不稳定性的一个后果是形成垂直细丝结构，相对于细丝的直接邻域具有更高的氦离子浓度。我们类比盐指不稳定性中的盐指称这些结构为氦指。这里我们展示在超临界区域中氦指的宽度随星系团内介质内区半径的四分之一次方缩放。我们还确定了由非均匀分布氦离子的存在所修正的、热通量驱动浮力不稳定性起始准则的显式数学表达式。