Analysis of turbulence in the Large Magellanic Cloud - The H I radial velocity field
J. Spicker, J. V. Feitzinger;
AaA, 1988, 191, 10
ABSTRACT:Statistical turbulence analysis is applied to Large Magellanic Cloud (LMC) system.
Using a new H I survey, the
turbulent properties of the LMC are examined in terms of
two-point-autocorrelation and sructure functions (ACF and STR, respectively).
The basic length
scales of the turbulent velocity field are extracted by means of radial cuts
through the two-dimensional autocorrelation and structure maps.
The real
turbulence is visible in the difference field as a correlation plateau in the
center of the ACF maps.
The microscales of turbulence range from 300 pc to 400
pc, the integral scales being about 500 pc.
Star forming activity and the
velocity structure of the supergiant shells are correlated with these
scales.
The error and bias of the ACF and STR are discussed taking into account
projection smearing, instrumental noise, and the bias of the estimates.
The
results are shown to be trustworthy to better than 15 percent.
SPICKER88
Analyse du champ de vitesse HI du LMC (vitesse moyenne du HI).
Ils trouvent une micro\'echelle
de 300 \`a 400 pc et une \'echelle int\'egrale de l'ordre de 500 pc
(ces \'echelles correspondent selon eux aux super bulles).
Pente: $s \approx 1.3$ (Kolmogorov pr\'edit $s = 2/3$).
La plupart des \'etudes effectu\'ees \`a cette date concernent les
nuages mol\'eculaires et HI proches. Le probl\`eme principal est qu'on
ne connait pas la distance de ces nuages avec pr\'ecision.
On traite de la repr\'esentation de la formation d'\'etoile comme un
processus stochastique et de l'\'echelle de temps de l'injection de
l'\'energie dans le MIS ($10^6$ yr). Apr\`es un certains temps ($10^8$ yr),
le processus de formation d'\'etoile atteint un \'equilibre statistique
et peut-\^etre d\'ecrit spatialement comme un processus stochastique.
Ils ne font pas de filtrage Zurfleh consid\'erant que se n'est pas utile.
Ils voient tr\`es bien le mouvement \`a grande \'echelle (rotation)
du LMC dans l'ACR 2D.
Le seul filtrage qu'ils font est une soustraction grande \'echelle de la
rotation du LMC. Si le champ de vitesse du LMC est affect\'e par la formation
d'\'etoiles, des \'echelles de l'ordre de 300 pc sont attendues (la
s\'eparation moyenne entre les r\'egions HII - c'est la sph\`ere maximum
d'influence). Le champ de vitesse doit \^etre structur\'e \`a cette
\'echelle puisque les vents et supernova injectent de l'\'energie
dans le ISM \`a cette \'echelle. Selon \cite{spicker88} c'est exactement
cette \'energie qui cr\'ee l'\'etat turbulent du ISM. On s'attend donc \`a
trouver de la corr\'elation jusqu\`a cette \'echelle de sph\`ere d'influence.
Leurs r\'esultats sont en bon accord avec cette description (n'\'etait-ce
pas ce qu'ils cherchaient ??) - microscale = 300-400 pc,
largest eddies = 500 pc.
\cite{scalo86} affirme que la turbulence du MIS ne peut pas \^etre
totalement d\'ecrite par la loi de Kolmogorov car il y a de l'injection
d'\'energie \`a plusieurs \'echelles qui vient perturber la cascade
sans dissipation. De plus le MIS est compressible et hautement
supersonique. \cite{spicker88} affirment que la compressibilit\'e
agit comme un m\'echanisme de dissipation qui est visible par une
pente plus abrupte de la fonction de structure. La compressibilit\'e ca fait
\'egalment augmenter l'intensit\'e de la turbulence dans les
zones de compression et la r\'eduire dans les zones d'expansion.
L'effet de compression de l'information 3D vers 2D est de r\'eduire la
valeur de la fonction de structure et de l'exposant de Kolmogorov. Si on
se fit \`a \cite{spicker88}, la variation de l'exposant d\'epend de la
situation (ils citent Kaplan et Klimishin, 1964, Sov. Astron. 8, 210
et von Horner, 1951, Z. Astrophys, 30, 17). Si la longueur de la ligne
de vis\'ee est du m\^eme ordre de grandeur que l'\'echelle observ\'ee,
la STR observ\'ee est proche de la STR r\'eelle.
La compressibilit\'e semble affecter l'exposant de Kolmogorov. Observationnelement
on note effectivement des \'ecarts \`a $s=2/3$ (\cite{larson81},
\cite{fleck83}, \cite{odell86}). \cite{fleck83} affirme que $v \propto (l/\rho)^{1/3}$
pour une turbulence compressible. Observationnelement \cite{larson81} indique que
$\rho l =const$. Ainsi on trouve que dans le cas compressible $s=4/3$ ce qui
est tr\'es proche du r\'esultat de \cite{spicker88}.
KEYWORDS: hydrogen clouds, interstellar gas, magellanic clouds, radial velocity, star formation, turbulence, autocorrelation, error analysis, noise spectra, statistical analysis
PERSOKEY:turbulence, statistical analysis, ,
CODE: spicker88