ISM 中的饱和态湍流与结构：来自热不稳定性和磁旋转不稳定性的三维数值模拟
天体物理学
2009-11-11 v1
摘要
本文报告了关于 diffuse ISM 中动力学和热力学过程的 3D 数值模拟。我们的模型为局部模型，考虑了 sheared galactic rotation、磁场和真实的冷却过程，分辨率为 ~1-200 pc。这种组合允许研究代表 warm/cold 原子ISM 的 cloudy 介质中准稳态湍流。湍流由磁旋转不稳定性 (MRI) 驱动；我们的模型是首次研究 MRI 在强非均匀条件下的饱和态，云/云间对比约为 100。对于体积平均密度 n=0.25 - 4 cm^3，饱和态速度分散范围为 8-1 km/s，按 n^-0.77 比例变化。因此，MRI 在 low-density ISM 区域（包括内银河高纬地区以及整个远外银河）驱动湍流可能非常重要。如果没有 MRI 驱动的湍流，螺旋星系中远侧区域会形成薄而冷的层，可能因引力不稳定而发生星际塌缩。我们的报告还包括热力学结构分析（温度和密度概率分布被拉宽，包含极端偏离平衡的情形，但保留经典的双相 bimodal 特征）；关于 clump 质量分布的结果（质量谱在约 100 太阳质量处峰值）；将饱和态 MRI 标度与单相数值模拟结果进行比较（我们发现 B^2 与 n 无关）；以及合成 HI 线型图示例（显示物理 clump 在速度分量中难以被辨识，反之亦然）。
引用
@article{arxiv.astro-ph/0504669,
title = {Saturated-State Turbulence and Structure from Thermal and Magnetorotational Instability in the ISM: Three-Dimensional Numerical Simulations},
author = {Robert A. Piontek and Eve C. Ostriker},
journal= {arXiv preprint arXiv:astro-ph/0504669},
year = {2009}
}
备注
49 pages, 22 figures, accepted for publication in ApJ; For better postscript figures and mpeg animations, see http://www.astro.umd.edu/~rpiontek/papers/ti_mri_3D.html