星系团中浮力气泡的三维磁流体动力学模拟

我们报告了磁化星系团介质中浮力气泡动力学的三维磁流体动力学 (MHD) 模拟结果。这些模拟是 Jones & De Young (2005) 所报道的二维计算的三维扩展。我们追踪了初始为球形及短暂膨胀的球形气泡（其半径均比星系团内介质 (ICM) 标高小几倍）上升穿过数个 ICM 标高的过程。此类气泡迅速演化为环状形态；在没有磁场影响的情况下，该形态在我们的模拟中能抵抗碎裂。这种环的形成源于（常用的）初始条件，即气泡下方的 ICM 物质向上驱动穿过气泡，从而产生涡环；也就是说，若静力学气泡的初始尺寸并非远小于或远大于 ICM 标高，它们将发展为“烟圈”。即使适度的 ICM 磁场（$\beta = P_{\rm gas}/P_{\rm mag} \sim 10^3$）也能影响气泡动力学，前提是磁场未在相当或小于气泡尺度的尺度上纠缠。具有初始 $\beta \sim 10^2$ 的准均匀水平磁场会在气泡上升超过约一个 ICM 标高之前使其分裂，而更弱的磁场也会产生明显的畸变。另一方面，具有相似适度强度的纠缠磁场通常不易被气泡运动放大，因此对气泡演化的影响较小。在初始气泡内部包含同等强度的纠缠磁场对我们的气泡演化影响甚微，因为这些磁场会因气泡膨胀和初始场的重联而迅速减弱。