M33 中星际湍流的起源

我们利用 M33 的多波段数据研究其星际介质中湍流的起源。我们发现，在 8 kpc 范围内的 HI 湍流能量面密度约为 $\sim1-3~\times~10^{46}$ erg pc$^{-2}$，且由于 HI 面密度和 HI 速度弥散缺乏变化，其对星系中心半径无强依赖。接着，我们考虑由超新星（SNe）、磁旋转不稳定性（MRI）以及吸积物质驱动的引力湍流所注入的能量作为湍流能量的来源。对于恒定的湍流耗散时间，超新星能量可维持约 4 kpc 半径内（相当于 $\sim 0.5~R_{25}$）的湍流，而 MRI 能量在 8 kpc 半径内始终小于湍流能量。然而，当我们令耗散时间等于湍流跨越 HI 尺度高度的穿越时间时，超新星能量足以维持至 7 kpc 半径的湍流，且超新星与 MRI 能量之和能够维持至 8 kpc 半径的湍流。由于对 M33 盘中的质量吸积率缺乏约束，我们不能排除吸积驱动湍流作为一种可能的能量来源。此外，通过分辨 M33 中的单个巨分子云，我们还表明超新星能量以约 1% 的耦合效率即可维持单个分子云内的湍流。该结果强化了恒星反馈是维持近邻星系湍流的重要能量来源这一论断。