星际湍流中尘埃颗粒的破碎与凝聚

我们研究了湍流星际介质（ISM）中尘埃颗粒的破碎与凝聚。基于可压缩磁流体动力学湍流中的颗粒动力学理论，计算了各种ISM相中尘埃颗粒的典型速度与颗粒尺寸的函数关系。在本文中，我们发展了一种颗粒破碎与凝聚的方案，并利用上述湍流理论预测的颗粒速度将其应用于湍流ISM。由于如早期研究所表明的，大颗粒倾向于获得大的速度弥散，因此大颗粒倾向于发生破碎。对于半径 $a\ga 10^{-6}$ cm 的颗粒，在几百万年（Myr）内确实在温暖电离介质（WIM）中观察到了显著的破碎效应。我们还表明，温暖中性介质（WNM）中的破碎可以限制ISM中的最大颗粒尺寸（$a\sim 2\times 10^{-5} \mathrm{cm}$）。另一方面，凝聚倾向于改变小颗粒，因为它仅在颗粒速度足够小时发生。凝聚显著改变了致密云（DC）中的颗粒尺寸分布，在致密云中，大部分 $a<10^{-6}$ cm 的颗粒在1000万年（10 Myr）内发生凝聚。事实上，观测到的银河系消光曲线中 $R_V$、碳凸起强度和紫外斜率之间的相关性可以用DC中的凝聚来解释。银河系中的颗粒尺寸分布可能是由上述所有破碎和凝聚效应共同决定的。考虑到湍流中的破碎和凝聚在尘气比通常大于银河系值的 $\sim 1/10$ 时才有效，贫金属和富金属环境之间的颗粒尺寸分布调节机制应该是不同的。