Źródła turbulencji w ISM

Jakie źródła turbulencji istnieją w ośrodku międzygwiezdnym (ISM) ? Które są fizycznie najważniejsze dla nowo tworzących się układów gwiezdnych?

Źródła turbulencji:

Istnieje wiele źródeł turbulencji w ośrodku międzygwiezdnym we wszystkich skalach:

• w dużych skalach występuje ścinanie z obrotu galaktycznego . Jednym ze sposobów podtrzymywania turbulencji i łączenia dużych i małych skal byłoby niestabilność magnetorotacyjna (MRI).
• w dużych skalach niestabilność grawitacyjna może również odgrywać znaczącą rolę poprzez struktury spiralne.
• odpływy i strumienie z formujących się gwiazd odgrywają ważną rolę, uwalniając dużo energii w ISM.
• w obszarach formowania się gwiazd ważne są również masywne gwiazdy . Promieniowanie i wiatry gwiezdne z masywnych gwiazd są ważnym wkładem energii w ISM. I w końcu te najbardziej masywne wybuchną w supernowej, uwalniając jeszcze więcej energii.

W związku z tym można rozpatrywać osobno trzy procesy związane z masywnymi gwiazdami:

• wiatry gwiezdne
• promieniowanie jonizujące
• wybuch supernowej

Znaczenie dla formowania się gwiazd:

Wszystkie one są związane z formowaniem się gwiazd, w taki czy inny sposób. Jedną z kluczowych właściwości turbulencji jest kaskada od dużych do małych łusek; dlatego nawet jeśli wstrzykujesz turbulencje w dużych skalach (skala galaktyczna), otrzymasz turbulentne ruchy w dół do skali chmury molekularnej.

Dobrym przykładem tubulentnej kaskady jest relacja Larsona ( Larson 1981 ):

Relacja Larsona pokazuje ewolucję dyspersji prędkości wraz z rozmiarem struktury, na którą patrzysz. Dyspersja prędkości jest wskaźnikiem turbulencji. Rzeczywiście, dyspersje te nie są termiczne: znając typową temperaturę MIS (około 10 K), można oszacować prędkość termiczną, na przykład, cząsteczki CO ( , przy stała Boltzmana, temperatura , średni cząsteczkowy i masa atomu hydrodgenu), która wynosi około 0,07 km s . Zmierzone dyspersje prędkości są rzędu od 1 do 10 km s i są one interpretowane jako sygnatura turbulencji (i oszacowania).$v_th = \sqrt{2kT/\mu m_H}$$k$$T$$\mu$$m_H$$^{-1}$$^{-1}$

Detale:

Stawki energii: wartości podano (z grubsza) dla Drogi Mlecznej

• MRI : ;$\small \dot e = 3 \times 10^{-29} {\rm erg\ cm}^{-3}\ {\rm s}^{-1}$
• Niestabilności grawitacyjne : ;$\small \dot e = 4 \times 10^{-29} {\rm erg\ cm}^{-3}\ {\rm s}^{-1}$
• Wypływy : ;$\small \dot e = 2 \times 10^{-28} {\rm erg\ cm}^{-3}\ {\rm s}^{-1}$
• Promieniowanie jonizujące :$\small \dot e = 5 \times 10^{-29} {\rm erg\ cm}^{-3}\ {\rm s}^{-1}$
• Eksplozje Supernowej :$\small \dot e = 3 \times 10^{-26} {\rm erg\ cm}^{-3}\ {\rm s}^{-1}$
• Wiatry gwiezdne: silnie zależy od rodzaju gwiazdy: zmienia się w zależności od mocy -6 jasności gwiazdy. W związku z tym waha się od energii porównywalnej do wybuchu supernowej (lub nawet więcej w przypadku gwiazd Wolfa-Rayeta) do prawie nic.

Źródła:

• Mac Low i Klessen 2004