Autoren

Peters, Thomas
Postdoktorand/in
Telefon: 2195

Originalveröffentlichung

1.
Peters, Thomas; Naab, Thorsten; Walch, Stefanie; Glover, Simon C. O.; Girichidis, Philipp; Pellegrini, Eric; Klessen, Ralf S.; Wünsch, Richard; Gatto, Andrea; Baczynski, Christian
The SILCC project - IV. Impact of dissociating and ionizing radiation on the interstellar medium and Hα emission as a tracer of the star formation rate

Highlight: Juni 2017

Intensive Strahlung und Winde massereicher Sterne regulieren die Sternentstehung in Galaxien

1. Juni 2017

Nur ein kleiner Bruchteil der Sterne in unserer Milchstraße ist erheblich massereicher als unsere Sonne und explodiert als Supernova vom Typ II am Ende seiner Lebenszeit. Dennoch beeinflussen diese massereichen Sterne das umgebende interstellare Medium (ISM) erheblich stärker, als es ihre geringe Anzahl vermuten ließe, sowohl durch ihre intensive Strahlung und mächtigen Winde (,,Vor-Supernova-Feedback”) als auch durch ihre gewaltigen Supernova-Explosionen (,,Supernova-Feedback”). Wissenschaftler des Max-Planck-Instituts für Astrophysik benutzen im Rahmen der SILCC-Kollaboration Simulationen auf Großrechnern, um im Detail den Einfluss dieser verschiedenen Rückkopplungs-Prozesse auf das ISM in Sonnennähe zu untersuchen. Ionisierende Strahlung junger, massereicher Sterne dominiert den Energieausstoß und kann die Energie, welche während einer Supernova-Explosion freigesetzt wird, um eine Größenordnung übersteigen. Nur wenn die Simulation Strahlungsrückkopplung und den Impulseintrag von Sternwinden enthält, sind die Ergebnisse konsistent mit Beobachtungen des ISM, und die Sternentstehungsrate geht zurück.

Massereiche Sterne dominieren den Energieausstoß neugebildeter Sternpopulationen. Die meiste Energie wird in Form von Strahlung emittiert, gefolgt von Supernova-Explosionen und Sternwinden. Wenn die Strahlung ihre Energie an das ISM abgibt, kann photoelektrische Heizung von Staub oder Photo-Ionisation von Gas zu Temperaturen von ein paar Tausend Grad und mehr führen. Die photo-ionisierende Strahlung ist auch die Hauptquelle von ionisiertem Wasserstoff im ISM und treibt die Entstehung sogenannter ,,H II-Gebiete” an, welche aus heißem Gas mit Temperaturen von Zehntausend Grad bestehen und junge, massereiche Sternhaufen umgeben. Supernovae und zu gewissem Grade Sternwinde sind energiereich genug, um durch Stoßheizung im ISM Temperaturen von einigen Millionen Grad zu erzeugen.

Abb. 1: Vertikale (oben) und horizontale (unten) Schnitte durch das Zentrum des simulierten Gebietes für Dichte und Temperatur (zwei linke Tafeln), Projektionen der gesamten Gasdichte (dritte Tafel) und der Dichte der verschiedenen Formen von Wasserstoff (ionisiert, atomar und molekular; bläuliche Tafeln), sowie ein Bild der resultierenden Emission in der Hα-Linie (rechts). Die Orte der Sternhaufen sind mit weißen Kreisen angedeutet. Die Bilder sind aus einer Simulation mit allen drei Rückkopplungsprozessen. Ein riesiges H II-Gebiet ionisierten Wasserstoffs, welches durch ionisierende Strahlung erzeugt wird, ist in den Bildern für den ionisierten Wasserstoff (H<sup>+</sup>) und für Hα erkennbar. Bild vergrößern
Abb. 1: Vertikale (oben) und horizontale (unten) Schnitte durch das Zentrum des simulierten Gebietes für Dichte und Temperatur (zwei linke Tafeln), Projektionen der gesamten Gasdichte (dritte Tafel) und der Dichte der verschiedenen Formen von Wasserstoff (ionisiert, atomar und molekular; bläuliche Tafeln), sowie ein Bild der resultierenden Emission in der Hα-Linie (rechts). Die Orte der Sternhaufen sind mit weißen Kreisen angedeutet. Die Bilder sind aus einer Simulation mit allen drei Rückkopplungsprozessen. Ein riesiges H II-Gebiet ionisierten Wasserstoffs, welches durch ionisierende Strahlung erzeugt wird, ist in den Bildern für den ionisierten Wasserstoff (H+) und für Hα erkennbar. [weniger]

Die Emission von Strahlung, der Ausstoß von Sternwinden und Supernova-Explosionen haben daher jeweils einen unterschiedlichen Einfluss auf die Struktur des ISM und sollten gleichzeitig betrachtet werden. Aktuelle Modelle mit besseren numerischen Simulationen, die versuchen eine konsistente Theorie des ISM und der Sternentstehung zu erreichen, müssen daher alle drei Prozesse berücksichtigen. Ein erfolgreiches Modell sollte dann das ISM, wie wir es in der Milchstraße beobachten, und das beobachtete Verhältnis zwischen der Menge an dichtem, molekularen Gas und der Sternentstehung in Galaxien reproduzieren.

Gemeinsam mit eine Gruppe europäischer Experten haben Wissenschaftler des MPA komplexe Simulationen auf Großrechnern benutzt, um den Einfluss von stellarer Strahlung, Sternwinden und Supernova-Explosionen auf das ISM einer galaktischen Scheibe zu untersuchen. Zum ersten Mal berücksichtigen die Simulationen alle drei dominierenden Formen der stellaren Rückkopplung und folgen den chemischen Übergängen von ionisiertem über neutrales, atomares zu molekularem Gas. In den Simulationen entstehen Sternhaufen dynamisch aus Gasregionen, welche unter ihrer eigenen Gravitation kollabieren. Die Gruppe untersuchte den Einfluss der verschiedenen Rückkopplungsformen der Sterne in diesen Haufen auf die Struktur des umgebenden ISM, sowie die resultierende Sternentstehungsrate (SFR) in den Simulationen (siehe Abb. 1).

Die Heizung durch Photo-Ionisation ist die dominante Energiequelle im ISM, sie übertrifft den Energieeintrag durch Supernovae um eine und den durch Winde um zwei Größenordnungen. All die verschiedenen photo-chemischen Prozesse, welche durch Strahlung in Gang gesetzt werden, können einzeln mehr Energie in das ISM eintragen als alle Supernovae gesamt. Diese Strahlung ist jedoch keine konstante Energiequelle; die Helligkeit der Sternhaufen ändert sich stark mit der Zeit, da sie durch extrem massereiche und damit extrem hell leuchtende Sterne mit Lebenszeiten von nur wenigen Millionen Jahren dominiert wird.

<p>Abb.2: Die Flächendichte der Sternentstehungsrate (SFR) gemessen in der Simulation (blau) und abgeleitet aus verschiedenen SFR-Kalibrationen (andere Farben) als eine Funktion der Zeit. Bitte beachten Sie die logarithmische Skala. Der Unterschied zwischen wahrer und beobachteter SFR kann bis zu einer Größenordnung betragen.</p> Bild vergrößern

Abb.2: Die Flächendichte der Sternentstehungsrate (SFR) gemessen in der Simulation (blau) und abgeleitet aus verschiedenen SFR-Kalibrationen (andere Farben) als eine Funktion der Zeit. Bitte beachten Sie die logarithmische Skala. Der Unterschied zwischen wahrer und beobachteter SFR kann bis zu einer Größenordnung betragen.

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Die zeitliche Veränderlichkeit der Helligkeit der Sternhaufen hat wichtige Konsequenzen für Messungen der Sternentstehungsrate (Abb. 2). Die beobachtete SFR entspricht nur dann der wahren SFR, wenn sehr massereiche Sterne in den Haufen vorhanden sind. Weniger massereiche Sterne produzieren nicht genügend ionisierende Strahlung - die Messungen der sogenannten ,, Hα-Linie” unterschätzen dann die SFR um bis zu einer Größenordnung. Dieses Resultat ist zudem unabhängig von der verwendeten Kalibrierung.

Beobachtungen zeigen, dass die Menge an Sternentstehung innerhalb eines Bereichs einer Galaxie in einem engen Zusammenhang mit der dort vorhandenen Menge an molekularem Gas steht. Das Verhältnis dieser beiden Größen wird „Entleerungszeit“ genannt, und diese Zeit beträgt allgemein etwa 2 Milliarden Jahre. Die Simulation mit Strahlung zeigt von sich aus eine ähnliche Entleerungszeit, während die anderen Simulationen dies nicht tun (Abb. 3).

Das ,,Vor-Supernova-Feedback” durch sowohl Strahlung als auch Winde beeinflusst auch den dritten Prozess, indem es die Umgebungsdichte von Supernova-Explosionen reduziert. Für eine Simulation mit ausschließlich Supernova-Rückkopplung explodieren 80% aller Supernovae in Gas mit mittleren Dichten unterhalb von 100 Teilchen pro Kubikzentimeter. Wenn Winde in der Simulation berücksichtigt werden, wird diese Dichte um einen Faktor von mehr als 10 reduziert, und mit Strahlung um einen weiteren Faktor 100. Wenn sie in niedrigeren Umgebungsdichten explodieren, können Supernovae am ISM mehr ,,Schaden” verursachen und sogar Gas aus den Galaxien hinaustreiben.

<p>Abb.3: Die Simulationen zeigen den Effekt von Supernova-Feedback (blau) in Kombination mit stellaren Winden (grün) und Strahlung (rot) auf die Sternentstehungsrate und den Anteil des molekularen Gases. Stellare Winde reduzieren die Anzahl neu entstehender Sterne, haben aber keinen Einfluss auf das molekulare Gas (blau zu grün). Strahlung zerstört demgegenüber das molekulare Gas, lässt aber die Sternentstehungsrate unverändert (grün zu rot). Beobachtete Galaxien liegen in dem grauen Bereich. Die Zeitskala, auf der das gesamte molekulare Gas in Sterne umgewandelt wird (die sog. „Entleerungszeit“) ist durch gestrichelte Linien angezeigt. Für Galaxien beträgt diese Zeitskala etwa 2 Milliarden Jahre und stimmt gut mit den Ergebnissen für die Simulationen überein, wenn stellare Winde, Strahlung und Supernova-Explosionen berücksichtigt werden.</p> Bild vergrößern

Abb.3: Die Simulationen zeigen den Effekt von Supernova-Feedback (blau) in Kombination mit stellaren Winden (grün) und Strahlung (rot) auf die Sternentstehungsrate und den Anteil des molekularen Gases. Stellare Winde reduzieren die Anzahl neu entstehender Sterne, haben aber keinen Einfluss auf das molekulare Gas (blau zu grün). Strahlung zerstört demgegenüber das molekulare Gas, lässt aber die Sternentstehungsrate unverändert (grün zu rot). Beobachtete Galaxien liegen in dem grauen Bereich. Die Zeitskala, auf der das gesamte molekulare Gas in Sterne umgewandelt wird (die sog. „Entleerungszeit“) ist durch gestrichelte Linien angezeigt. Für Galaxien beträgt diese Zeitskala etwa 2 Milliarden Jahre und stimmt gut mit den Ergebnissen für die Simulationen überein, wenn stellare Winde, Strahlung und Supernova-Explosionen berücksichtigt werden.

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Das Vorhandensein von Strahlungsrückkopplung beeinflusst auch die Massenanteile der verschiedenen chemischen Zustände von Wasserstoff beträchtlich. Sternhaufen ionisieren das Gas im ISM durch ihre Strahlung. Dieses ionisierte Gas kühlt daraufhin ab und geht in die „warme Phase“ über, was gleichzeitig zu einer erheblichen Reduktion des Anteils von Gas in der heißen Phase führt, verglichen mit Simulationen ohne Strahlung. Dieser Vorgang trägt entscheidend dazu bei, die beobachteten Massenanteile der warmen und heißen Phase zu reproduzieren.

Die Simulationen weisen daher darauf hin, dass ,,Vor-Supernova-Feedback” Sternentstehung und die Häufigkeit von molekularem, neutralen und warm-ionisierten Gas regulieren kann. ,,Supernova-Feedback” bestimmt die groß-skalige turbulente Struktur des ISM, den Anteil des mit heißem Gas gefüllten Volumens und das treibt Ausflüssen von Gas an.

Um zu verstehen, welche physikalischen Prozesse das ISM und die beobachtete Sternentstehung in Galaxien produzieren, ist es entscheidend, komplexe Simulationen durchzuführen, welche alle wichtigen Zutaten enthalten, die in komplexen Sternentstehungsregionen am Werk sind. Die Simulationen der SILCC-Kollaboration sind daher ein wichtiger Schritt in diesem Unterfangen.

Thomas Peters und Thorsten Naab für die SILCC-Kollaboration

 

Notes:

Das SILCC-Projekt (Simulating the Life Cycle of molecular Clouds) ist eine Supercomputing-Initiative einer Gruppe europäischer Wissenschaftler, um die Entstehung von Molekülwolken, Sternentstehung und den Einfluss massereicher Sterne auf die Dispersion ihrer Wolken und das Treiben galaktischer Ausflüsse zu untersuchen. Die Gruppe besteht aus Stefanie Walch, Dominik Derigs, Annika Franeck & Daniel Seifried (Universität zu Köln), Andrea Gatto, Philipp Girichidis, Thorsten Naab, Anabele Pardi & Thomas Peters (Max-Planck-Institut für Astrophysik), Simon Glover & Ralf Klessen (Universität Heidelberg), Richard Wunsch (Astronomisches Institut der Tschechischen Akademie der Wissenschaften), Paul Clark (Universität Cardiff). Die Simulationen werden am Leibnitz-Rechenzentrum und der Max Planck Computing and Data Facility.

Diese Arbeit wird unterstützt durch:

DFG Priority Program 1573: ISM-SPP

Max Planck Computing and Data Facility

 

 
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