星系团内介质的湍流：模拟、可观测量与热力学

我们进行了两类与星系团内介质（ICM）相关的均匀各向同性湍流模拟：（i）无辐射冷却的纯湍流运行；（ii）具有全局热平衡的湍流加热$+$辐射冷却运行。对于亚声速区的纯湍流运行，rms密度和表面亮度（SB）涨落随rms马赫数（$\mathcal{M}_{\text{rms}}$）的平方变化。然而，在有热平衡时，密度和SB涨落$(\delta SB/SB)$要大得多。这些标度关系对将SB涨落转换为湍流速度具有重要意义，特别是对冷核。对于大尺度（星系团核尺度）驱动的具有热平衡的运行，气体的热相和冷相均为超声速。对于小尺度（比星系团核小一个数量级）驱动，多相气体在更长时标上形成，但$\mathcal{M}_{\text{rms}}$更小。小尺度和大尺度驱动运行的流速都大于Hitomi对英仙座星系团的结果。因此，如果假设多相气体从ICM中凝结出来，则湍流加热作为冷星系团核主要加热源被排除。接下来我们进行热平衡运行，将输入能量划分为热和湍流两部分并调节其相对大小。湍流加热的贡献必须$\lesssim 10\%$才能使湍流速度与Hitomi观测相符。如果多相气体的主要来源不是ICM冷却（例如来自中心星系的抬升），则湍流加热的重要性不能被排除。