Wie Supernova-Explosionen das interstellare Medium formen und galaktische Ausflüsse antreiben

Wissenschaftler am MPA haben mit komplexen Computersimulationen den Einfluss von Supernova-Explosionen auf die chemischen und thermodynamischen Eigenschaften des interstellaren Mediums und galaktische Ausflüsse untersucht. 

1. Dezember 2015

Nur ein kleiner Anteil des interstellaren Mediums (ISM) einer sternbildenden Galaxie wird in Sterne umgewandelt. Und weniger als ein Prozent der neu geborenen Sterne sind schwer genug, um in einer Supernova-Explosion zu sterben – nach einem relativ kurzen Leben von etwa 10 Millionen Jahren. Diese Explosionen können allerdings einen gewaltigen Einfluss auf das ISM und die kosmische Entwicklung von Galaxien haben. Wissenschaftler am MPA haben in Zusammenarbeit mit einem europäischen Team von Wissenschaftlern (SILCC-Kollaboration), hoch aufgelöste Computersimulationen verwendet, um zu verstehen, unter welchen Bedingungen Supernova-Explosionen das ISM formen: realistisch, mit dichten Molekülwolken und diffusem neutralem und ionisiertem Wasserstoff auf verschiedenen räumlichen Skalen. Supernovae, die außerhalb von dichten Molekülwolken explodieren können dabei gewaltige Ausflüsse von Gas antreiben. Diese Ausflüsse verändern den Gasgehalt der Galaxien und regulieren damit die kosmische Entwicklung der gesamten Population der sternbildenden Galaxien.

Abb.1: Dichte (links), Temperatur (Mitte) und molekulares Gas (rechts) in einer Simulation mit Supernova-Explosionen in dichtem Gas. Oben ist die vertikale Verteilung im Querschnitt gezeigt. Unten sieht man das Gas der galaktischen Scheibe in der Aufsicht. Die Scheibe ist kompakt, der Großteil des Gases ist warm und diffus und es bilden sich keine Ausflüsse. Dieses Model erweist sich als unrealistisch verglichen mit Beobachtungen.

Eine Supernova-Explosion ist das dramatische Ereignis am Lebensende eines massereichen Sterns.  Massereiche Sterne werden in dichten Molekülwolken geboren und entwickeln sich sehr schnell im Vergleich zu kosmischen Zeitskalen. Am Ende ihres Lebens – nach einigen Millionen bis zu einigen zig Millionen Jahren – explodieren aber nicht alle Sterne mit mehr als 8 Sonnenmassen in der dichten Umgebung, in der sie auch geboren wurden. Einige sind aus ihrer Geburtsregion heraus gewandert, andere explodieren in Hohlräumen mit niedriger Dichte, die durch die Strahlung und stellaren Winde der Sterne selbst, oder durch Supernova-Explosionen anderer naher  Sterne geschaffen wurden.

Die Gasdichte in der Umgebung von Supernova-Explosionen ist sehr wichtig. Sie bestimmt den Einfluss der Explosion auf das umgebende ISM und die ganze Galaxie. Bei einer Explosion in einer dichten Region wird die Energie des Supernova-Schocks sehr effizient in Strahlung umgewandelt, die die Galaxie dann verlassen kann. Die Explosion hat daher nur einen geringen Einfluss auf das umgebende Medium. Falls die Explosion allerdings in einer Umgebung mit niedriger Dichte stattfindet, wird weniger Energie abgestrahlt und die weiter expandierende Supernova-Schale kann das umgebende Medium aufheizen und komprimieren. Dabei entsteht sowohl dünnes, heißes Gas, es werden aber auch dichte, kalte Strukturen gebildet. Das heiße Gas kann aus der Galaxie ausströmen und dabei kälteres Gas mitnehmen.  

Abb.2: Chemische Struktur des interstellaren Mediums in einer realistischen Simulation, in der die Supernovae auch in Regionen geringer Dichte explodieren können. Das dichte, molekulare Gas (links) sammelt sich in Filamenten und Wolken, die in das diffuse neutrale Gas (rechts) eingebettet sind. Die dünnen Regionen dazwischen sind mit heißem Gas gefüllt, das von Supernovae auf mehrere Millionen Grad erhitzt wurde.

Die thermodynamische Entwicklung von Supernova-Überresten, die Struktur des umgebenden ISM und die Effizienz, mit der Ausflüsse angetrieben werden, sind besonders wichtig für das Ökosystem einer Galaxie. Diese Faktoren spielen eine grundlegende Rolle für die Regulation des Gasgehaltes einer Galaxie und damit für die Entwicklung ganzer Galaxienpopulationen im Universum. Eine physikalische Erklärung für galaktische Ausflüsse mit einem detaillierten Vergleich der Simulationsdaten mit Beobachtungen sind damit der Schlüssel zu einem besseren Verständnis, wie Galaxien entstehen. 

Abb. 3: Gleiche Darstellung wie in Abb. 1 für ein realistischeres Modell, bei dem die meisten Supernovae in dünnem Gas explodieren. Die Kopplung zwischen der expandierenden Schockfront und dem Gas erzeugt hohe Dichtekontraste sowie heißes Gas (Mitte), das die Galaxie als Ausfluss verlässt und gleichzeitig diffuses Gas zu dichten Molekülwolken komprimiert.

Zusammen mit einem europäischen Team haben Wissenschaftler am MPA hoch aufgelöste Computersimulationen durchgeführt, um den Einfluss von Supernova-Explosionen auf das interstellare Medium einer galaktischen Scheibe zu untersuchen. Zum ersten Mal werden in diesen Rechnungen nicht nur die Dynamik, Dichte und Temperatur des Gases, sondern auch die chemischen Übergänge von ionisiertem Gas zu neutralem, atomaren Gas und dichtem, molekularen Gas berücksichtigt. Letzteres entsteht meist an der Oberfläche von Staubteilchen und wird durch das interstellare Strahlungsfeld und starke Schocks wie die einer Supernova zerstört.

Mit typischen Supernova-Raten (einige wenige bis ein paar Dutzend Explosionen in einer Million Jahren) haben die Wissenschaftler unterschiedliche Szenarien für die Position der Supernovae durchgespielt. In Abb. 1 ist die Dichte-, die Temperatur- und Molekulargasverteilung in der galaktischen Scheibe nach 50 Millionen Jahren zu sehen unter der Annahme, dass alle Supernovae in den dichten Regionen explodieren, in denen die Sterne zuvor entstanden sind. Die Explosionen in dichtem Gas unterdrücken die Entstehung weiteren molekularen Gases. Die expandierende Schockwelle verliert ihre Energie schnell durch Strahlungsverluste und kann daher kaum Gas beschleunigen und kein heißes, ionisiertes Gas erzeugen. Das Ergebnis ist ein interstellares Medium, das nur aus warmem, neutralen Gas besteht mit kleinen Dichtekontrasten und wenigen oder gar keinen Molekülwolken. Unter diesen Bedingungen, die nicht von Beobachtungen bestätigt sind, werden keine Ausflüsse angetrieben.

Abb. 4: Ausflussdetails: Links sind die Dichte sowie die Gasgeschwindigkeiten (Pfeile) gezeigt. Rechts sieht man den Ionisationsgrad (blau steht für neutrales atomares und molekulares Gas, rot für ionisiertes Gas). Wie in Abb. 1 und Abb. 3 befindet sich die Scheibe bei der Position z=0. Das heiße, ionisierte Gas expandiert schnell und entweicht durch Kanäle geringer Dichte mit Geschwindigkeiten von mehreren hundert km/s. Dieses entweichende Gas trägt neutrales Gas höhere Dichte mit sich.

Die Situation ändert sich deutlich, wenn Supernovae auch in Regionen geringerer Dichte explodieren. In diesem Fall entsteht ein realistisches interstellares Medium wie in Abb. 2 gezeigt. Regionen geringer Dichte sind mit heißem, ionisiertem Gas gefüllt. Verglichen mit Beobachtungen ist dieses Modell wesentlich realistischer. Abb. 3 zeigt die Struktur des ISM für diese Modelle mit Supernova-Explosionen in Regionen mit niedriger Dichte. Das interstellare Medium ist stärker strukturiert, mit heißem Gas gefüllt und weiter in vertikaler Richtung ausgedehnt. Gleichzeitig entwickeln sich dichte Molekülwolken, während das heiße Gas in dünnen Regionen expandiert und diffuses neutrales Gas mit sich trägt. Dieses Gas verlässt die Galaxie als strukturierter Ausfluss, wie in Abb. 4 verdeutlicht. Das heiße ionisierte Gas expandiert weg von der Scheibe, erreicht hohe Geschwindigkeiten von mehreren Hundert Kilometern pro Sekunde und verlässt die Galaxie durch dünne Gaskanäle.

Um zu verstehen, welchen Einfluss Supernova-Explosionen auf die Entwicklung von Galaxien haben, ist es essentiell, die strukturellen Details des interstellaren Materials zu untersuchen, insbesondere die chemische Zusammensetzung, die Positionen der Supernovae und die Effizienz der galaktischen Ausflüsse. Die Simulationen der SILCC-Kollaboration sind daher ein wichtiger Schritt, die regulierenden Effekte der Sternentstehung und den Zyklus galaktischen Gases in sternbildenden Galaxien zu verstehen.

 

Philipp Girichidis and Thorsten Naab für the SILCC-Kollaboration

 

Das SILCC project (Simulating the Life Cycle of molecular Clouds) ist eine Initiative europäischer Wissenschaftler, die mit Computersimulationen auf Hochleistungsrechnern die Entstehung von Molekülwolken über die Entstehung von Sternen bis hin zur Zerstörung der Molekülwolken und der Entstehung von Ausflüssen untersucht.

Das Team besteht aus Stefanie Walch, Dominik Derigs, Annika Franeck & Daniel Seifried (Universität Köln), Andrea Gatto, Philipp Girichidis, Thorsten Naab, Anabele Pardi & Thomas Peters (Max-Planck-Institut für Astrophysik), Simon Glover & Ralf Klessen (Universität Heidelberg), Christian Baczynski (University of St Andrews), Richard Wünsch (Astronomical Institute of the Czech Academy of Sciences) sowie Paul Clark (Cardiff University). Die Rechnungen wurden am Leibnitz Supercomputing Centre und an der Max Planck Computing and Data Facility durchgeführt.

Diese Arbeit wird unterstützt durch:

DFG Priority Program 1573: ISM-SPP

Max Planck Computing and Data Facility

Gauss Centre for Supercomputing

Leibniz Supercomputing Centre

 

Weitere interessante Beiträge

Zur Redakteursansicht