Turbulenzquellen im ISM

Welche Turbulenzquellen gibt es im Interstellaren Medium (ISM) ? Welche sind physikalisch am wichtigsten für die Neubildung von Sternensystemen?

Turbulenzquellen:

Es gibt zahlreiche Turbulenzquellen im interstellaren Medium auf allen Ebenen:

• im großen Maßstab gibt es die Scherung durch galaktische Rotation . Eine Möglichkeit, Turbulenzen aufrechtzuerhalten und große und kleine Maßstäbe zu koppeln, wäre die magnetorotatorische Instabilität (MRT).
• Im großen Maßstab können Gravitationsinstabilitäten durch spiralförmige Strukturen ebenfalls eine bedeutende Rolle spielen.
• Abflüsse und Strahlen, die Sterne bilden, spielen eine wichtige Rolle und setzen im ISM viel Energie frei.
• In Sternentstehungsgebieten sind auch massive Sterne wichtig. Strahlung und Sternwinde von massereichen Sternen sind ein wichtiger Energieträger im ISM. Und irgendwann explodieren die massereichsten in Supernovae, wodurch noch mehr Energie freigesetzt wird.

Man könnte also drei Prozesse betrachten, die mit massereichen Sternen zusammenhängen:

• Sternwinde
• ionisierende Strahlung
• Supernova-Explosion

Bedeutung für die Sternentstehung:

Sie sind alle relevant für die Sternentstehung, auf die eine oder andere Weise. Eine Schlüsseleigenschaft von Turbulenzen ist das Kaskadieren von großen zu kleinen Maßstäben; selbst wenn Sie Turbulenzen in großem Maßstab (galaktische Skala) injizieren, erhalten Sie daher turbulente Bewegungen bis in die Größenordnung einer Molekülwolke.

Ein schönes Beispiel für die tubulente Kaskade ist die Beziehung von Larson ( Larson 1981 ):

Die Larson-Beziehung zeigt die Entwicklung der Geschwindigkeitsdispersion mit der Größe der Struktur, die Sie betrachten. Die Geschwindigkeitsverteilung ist ein Indikator für Turbulenzen. In der Tat sind diese Dispersionen nicht thermisch: Wenn man die typische Temperatur des MIS (etwa 10 K) kennt, kann man die thermische Geschwindigkeit beispielsweise des CO-Moleküls ( ) mit die Boltzman-Konstante, die Temperatur, das mittlere Molekulargewicht und die Masse der Wasserstoffatome), die ungefähr 0,07 km s beträgt . Gemessene Geschwindigkeitsdispersionen sind in der Größenordnung von 1 bis 10 km s , und diese wird als eine Verwirbelung Signatur (und Schätzung) interpretiert. kT & mgr;mH - 1 - $v_th = \sqrt{2kT/\mu m_H}$$k$$T$$\mu$$m_H$$^{-1}$$^{-1}$

Einzelheiten:

Energieraten: Die Werte für die Milchstraße sind (ungefähr) angegeben

• MRT : ;$\small \dot e = 3 \times 10^{-29} {\rm erg\ cm}^{-3}\ {\rm s}^{-1}$
• Gravitationsinstabilitäten : ;$\small \dot e = 4 \times 10^{-29} {\rm erg\ cm}^{-3}\ {\rm s}^{-1}$
• Abflüsse : ;$\small \dot e = 2 \times 10^{-28} {\rm erg\ cm}^{-3}\ {\rm s}^{-1}$
• Ionisierende Strahlung :$\small \dot e = 5 \times 10^{-29} {\rm erg\ cm}^{-3}\ {\rm s}^{-1}$
• Supernova-Explosionen :$\small \dot e = 3 \times 10^{-26} {\rm erg\ cm}^{-3}\ {\rm s}^{-1}$
• Stellare Winde : es hängt stark von der Art des Sterns ab: es ändert sich als die Kraft von -6 der Leuchtkraft des Sterns. Es reicht daher von einer Energie, die mit einer Supernovaexplosion vergleichbar ist (oder noch mehr für Wolf-Rayet-Sterne) bis zu fast nichts.

Quellen:

• Mac Low & Klessen 2004