设,T和x i为氢的数密度,气体温度和n i / n,其中n i是星际介质中第i个分量的数密度。然后,我们可以写为热平衡的标准如
Ñ 2 Λ (Ñ ,Ť ,X 我)- ñ Γ (Ñ ,Ť ,X 我)≡ Ñ 2 大号 = 0ñŤX一世ñ一世/ nñ一世一世
ñ2Λ (n ,T,X一世)- ñ Γ (Ñ ,Ť,X一世)≡ ñ2L =0
其中
和
Γ以及加热和冷却函数,以及
L通过这些函数和
n定义。如果平衡是不稳定的,
(∂ 大号ΛΓ大号ñ
用于熵
小号。这导致了不同的不稳定条件,称为
等速和
等压不稳定性(
Field(1965),
Eq 4a,4b)。这些可以从气体的温度,压力和密度确定(还假设该气体可以近似为理想气体)。
(∂大号∂小号) <0
小号式 4 a ,4 b
ΛΓ
∼10,000 KlogP/logn
实际上,两阶段模型过于简化,而ISM具有更多不同的组成部分。然而,等压/等压不稳定性仍然限制了云在稳定平衡中可以存在的范围,并解释了在相关温度范围内气体的缺乏。
让我解释的条款等压和等容。在热力学中,有时可以方便地假设某些热力学变量在特定情况下保持恒定。等温过程在恒定温度下发生。同样,等压过程在恒定压力下发生,等容过程在恒定体积下发生。
(∂L∂T)ρ<0(Isochoric)
(∂L∂T)p=(∂L∂T)ρ−ρ0T0(∂L∂ρ)T<0(Isobaric)
(∂L∂A)B
LAB