ISM'de Türbülans Kaynakları

Yıldızlararası ortamda (ISM) hangi türbülans kaynakları var ? Yeni oluşan yıldız sistemleri için hangileri fiziksel olarak en önemlileridir?

Türbülans kaynakları:

Yıldızlararası ortamda tüm ölçeklerde çok sayıda türbülans kaynağı vardır:

• büyük ölçeklerde, galaktik rotasyondan kesme vardır . Türbülansı sürdürmenin ve büyük ve küçük ölçekleri birleştirmenin bir yolu manyetorotasyonel instabilite (MRI) olacaktır.
• büyük ölçeklerde, yerçekimsel dengesizlikler spiral yapılar yoluyla da önemli bir rol oynayabilir.
• yıldızların oluşmasından çıkan çıkışlar ve jetler önemli bir rol oynar ve ISM'de çok fazla enerji salar.
• yıldız oluşturan bölgelerde, masif yıldızlar da önemlidir. Büyük yıldızlardan gelen radyasyon ve yıldız rüzgarları, ISM'de önemli bir enerji girdisidir. Ve sonunda, en büyük olanlar süpernovæ'de patlayacak ve daha fazla enerji açığa çıkaracak.

Bu nedenle, devasa yıldızlarla ilgili üç süreci ayrı ayrı ele alabiliriz:

• yıldız rüzgarları
• iyonlaştırıcı radyasyon
• süpernova patlaması

Yıldız oluşumu için önemi:

Hepsi bir şekilde yıldız oluşumu ile ilgilidir. Türbülansın temel özelliklerinden biri, büyükten küçük ölçeğe geçiş yapmaktır; bu nedenle, türbülansı büyük ölçeklerde (galaktik ölçek) enjekte etseniz bile, moleküler bulut ölçeğine kadar türbülanslı hareketler elde edersiniz.

Tubulent çağlayanının güzel bir örneği, Larson ilişkisidir ( Larson 1981 ):

Larson ilişkisi, hız dağılımının gelişimini baktığınız yapının büyüklüğü ile gösterir. Hız dağılımı türbülansın bir göstergesidir. Gerçekten de, bu dağılımlar termal olmayan aşağıdaki gibidir: (10 K) hakkında MIS tipik ısı, bir örneğin, C-molekülü (termal hızı tahmin edilebilir bilerek ile, Boltzmann sabiti, sıcaklığı, ortalama molekül wright ve ilgili hydrodgen atom kütlesi) 0.07 km s . Ölçülen hız dağılımları 1 ila 10 km s düzeyindedir ve bunlar türbülans imzası (ve tahmini) olarak yorumlanır.$v_th = \sqrt{2kT/\mu m_H}$$k$$T$$\mu$$m_H$$^{-1}$$^{-1}$

Detaylar:

Enerji oranları: Samanyolu için değerler (kabaca) verilmiştir

• MRI : ;$\small \dot e = 3 \times 10^{-29} {\rm erg\ cm}^{-3}\ {\rm s}^{-1}$
• Yerçekimi kararsızlıkları : ;$\small \dot e = 4 \times 10^{-29} {\rm erg\ cm}^{-3}\ {\rm s}^{-1}$
• Çıkışlar : ;$\small \dot e = 2 \times 10^{-28} {\rm erg\ cm}^{-3}\ {\rm s}^{-1}$
• İyonlaştırıcı radyasyon :$\small \dot e = 5 \times 10^{-29} {\rm erg\ cm}^{-3}\ {\rm s}^{-1}$
• Süpernovæ patlamaları :$\small \dot e = 3 \times 10^{-26} {\rm erg\ cm}^{-3}\ {\rm s}^{-1}$
• Yıldız rüzgarları : Yıldızın türüne güçlü bir şekilde bağlıdır: yıldızın parlaklığının -6'nın gücü olarak değişir. Bu nedenle, süpernova patlamasına benzer bir enerjiden (veya Wolf-Rayet yıldızları için daha da fazlası) neredeyse hiçbir şeye kadar uzanır.

Kaynaklar:

• Mac Low ve Klessen 2004