是什么驱动了HI速度弥散？

我们探索了何种主要物理机制设定了中性原子（HI）气体中所含的动能。我们将超新星（SN）爆发和磁旋转不稳定性（MRI）驱动的湍流所预测的HI谱线宽度与11个盘状星系的直接观测进行了比较。我们使用了THINGS巡天获得的高质量HI质量面密度和谱线宽度图。我们展示了所有样本星系都表现出HI谱线宽度的系统性径向下降，这似乎是HI盘的普遍属性，也意味着HI动能密度的径向下降。在星系中心距离r25处，HI速度弥散的特征值为$10\pm2$ km/s。在此半径内，星系的HI谱线宽度高于暖HI成分预期的热值，这意味着湍流驱动因素必须负责维持这一谱线宽度。因此，我们将HI动能图与恒星形成率（SFR）图以及MRI产生的能量预测进行了比较。我们发现HI动能与SFR之间存在正相关。对于给定的湍流耗散时标，我们可以估算维持观测到的动能所需的能量输入。如果SN反馈效率至少为$\epsilon_{SN}\simeq0.1$，则观测到的近期SFR所隐含的SN率足以维持观测到的速度弥散。在r25之外，该效率必须增加到不切实际的值$\epsilon>1$，这表明年轻恒星的机械能并未提供外盘中的大部分能量。另一方面，热展宽和MRI驱动的湍流都可以产生我们在此区域观测到的速度弥散和动能。