星际介质中磁性湍流的谱

我们的银河系星际介质（ISM）具有磁性、可压缩性和湍流特性，影响着星际介质的许多关键属性，如星形成、宇宙射线输运以及金属与相态混合。然而，描述可压缩、磁性湍流的基本统计量仍不确定。本文利用最高达 $10,080^3$ 网格单元的分辨率，模拟具有高度可压缩性和磁性的ISM风格湍流，磁场通过小尺度涡旋得到维持。我们测量湍流中两种共存的动能级联，$\mathcal{E}_{{\rm kin}}(k) \propto k^{-n}$，将等离子体分为非局部相互作用、亚声速且弱磁化尺度 $(n=2.01\pm 0.03\approx 2)$ 和局部相互作用、亚声速且高度磁化尺度 $(n=1.465\pm 0.002\approx 3/2)$，其中 $k$ 为波数。我们表明 $3/2$ 谱可由尺度相关的动能通量和速度-磁场对齐来解释。在高度磁化模式上，磁能谱形成局部级联 $(n=1.798\pm 0.001\approx 9/5)$，偏离任何已知的 \textit{ab initio} 理论。随着新一代射电望远镜陆续投入使用，这些结果提供了一种直接测试银河系ISM是否由其内部可压缩湍流运动所维持的手段。