三维磁化介质中成团超新星反馈的动量收支

尽管由成团超新星驱动的超泡演化已被众多作者研究,由此产生的径向动量产额因计算方法与所假设周围星际介质(ISM)性质的不同而不确定达一个数量级。本工作中,我们研究这些差异的起源,并试图确定均匀 ISM 的正确动量收支。我们利用拉格朗日方法对成团超新星爆发进行三维流体力学(HD)与磁流体力学(MHD)模拟,并就分辨率检查收敛性。我们发现,由成团超新星驱动的壳层末端动量主要由热相与冷相之间接触间断处的混合率决定,且该能量混合率即使在我们能完成的最高分辨率 0.03 $M_\odot$ 下也由数值扩散主导。磁场也降低混合率,因此在同等分辨率下 MHD 模拟比 HD 模拟产生更高的动量产额。结果,我们仅获得成团超新星动量产额的下限。结合我们先前的 1D 结果(其因几乎不允许跨接触间断混合而提供上限),我们得出结论:均匀 ISM 中成团超新星每颗超新星的动量产额介于 $2\times 10^5$ 与 $3\times 10^6$ $M_\odot$ km s$^{-1}$ 之间。对于简单均匀 ISM 的收敛值仍难以捉摸。