热不稳定性与星系团、星系群及星系中热晕的反馈调节

对星系团和星系群的观测表明，这类晕大致处于全局热平衡状态，在足够长的时间和空间尺度上平均时，加热与冷却相互平衡；然而，星系团内介质（ICM）极有可能在局部是热不稳定的。利用简单的、基于观测启发的加热方案，我们证明，只有当热等离子体中的热不稳定性时标（t_{TI}）与自由落体时标（t_{ff}）之比满足 t_{TI}/t_{ff} <~ 10 时，局部热不稳定性（TI）才能产生多相介质——约 10000 K 的冷纤维从热 ICM 中凝结出来。这一判据定量解释了为何冷气体和恒星形成优先在低熵星系团和星系群中观测到。此外，加热、冷却和 TI 之间的相互作用将小半径处的净冷却率和质量吸积率相对于冷却流模型降低了约 100 倍。这一显著降低与观测结果一致。防止冷却流所需的反馈效率对星系团约为 0.001，并随晕质量减小而降低；超新星加热在能量上可能足以平衡星系晕中的冷却。我们进一步论证，ICM 会自我调节，使得在所有半径处 t_{TI}/t_{ff} >~ 10。当这一判据不满足时，冷纤维从热相中凝结出来，降低 ICM 的密度。这些冷纤维可以为全局热平衡所需的黑洞和/或恒星反馈提供能量，从而驱动 t_{TI}/t_{ff} >~ 10。与星系团相比，星系群的中心核具有更低的密度和更大的半径。这可以解释 X 射线光度-温度（L_X-T_X）关系中对自相似性的偏离。在银河系晕中观测到的高速云也可能源于局部 TI 在维里半径附近产生多相气体。