Nguồn gây nhiễu loạn trong ISM

Những nguồn nhiễu loạn nào tồn tại trong môi trường giữa các vì sao (ISM) ? Những cái nào là vật lý quan trọng nhất cho các hệ thống sao mới hình thành?

Nguồn nhiễu loạn:

Có nhiều nguồn nhiễu loạn trong môi trường liên sao, ở mọi quy mô:

• ở quy mô lớn, có sự cắt từ xoay thiên hà . Một cách để duy trì nhiễu loạn và kết hợp quy mô lớn và nhỏ sẽ là sự mất ổn định từ tính (MRI).
• ở quy mô lớn, sự mất ổn định hấp dẫn cũng có thể đóng một vai trò quan trọng, thông qua các cấu trúc xoắn ốc.
• dòng chảy và phản lực từ các ngôi sao hình thành đóng vai trò quan trọng, giải phóng rất nhiều năng lượng trong ISM.
• trong các khu vực hình thành sao, các ngôi sao lớn cũng rất quan trọng. Các bức xạ và gió sao từ các ngôi sao lớn là một nguồn năng lượng quan trọng trong ISM. Và cuối cùng, những người to lớn nhất sẽ nổ tung trong supernovæ, giải phóng nhiều năng lượng hơn.

Do đó, người ta có thể liên quan đến ba quá trình riêng biệt liên quan đến các ngôi sao lớn:

• gió sao
• bức xạ ion hóa
• vụ nổ siêu tân tinh

Tầm quan trọng của sự hình thành sao:

Chúng đều liên quan đến sự hình thành sao, bằng cách này hay cách khác. Một thuộc tính quan trọng của nhiễu loạn là xếp tầng từ quy mô lớn đến nhỏ; do đó, ngay cả khi bạn tiêm nhiễu loạn ở quy mô lớn (quy mô thiên hà), bạn sẽ nhận được các chuyển động hỗn loạn xuống quy mô của một đám mây phân tử.

Một minh họa đẹp về dòng thác hình ống là mối quan hệ của Larson ( Larson 1981 ):

Mối quan hệ của Larson cho thấy sự tiến hóa của sự phân tán vận tốc với kích thước của cấu trúc bạn đang nhìn. Phân tán vận tốc là một chỉ số của nhiễu loạn. Thật vậy, các phân tán này không phải là nhiệt: biết nhiệt độ điển hình của MIS (khoảng 10 K), người ta có thể ước tính tốc độ nhiệt của, ví dụ, phân tử CO ( , với hằng số Boltzman, nhiệt độ, trung bình phân tử trung bình và khối lượng nguyên tử hydrodgen) khoảng 0,07 km s . Các phân tán vận tốc được đo theo thứ tự từ 1 đến 10 km s , và chúng được hiểu là một chữ ký nhiễu loạn (và ước tính).$v_th = \sqrt{2kT/\mu m_H}$$k$$T$$\mu$$m_H$$^{-1}$$^{-1}$

Chi tiết:

Tỷ lệ năng lượng: các giá trị được đưa ra (đại khái) cho Dải Ngân hà

• MRI : ;$\small \dot e = 3 \times 10^{-29} {\rm erg\ cm}^{-3}\ {\rm s}^{-1}$
• Sự không ổn định về lực hấp dẫn : ;$\small \dot e = 4 \times 10^{-29} {\rm erg\ cm}^{-3}\ {\rm s}^{-1}$
• Kết quả : ;$\small \dot e = 2 \times 10^{-28} {\rm erg\ cm}^{-3}\ {\rm s}^{-1}$
• Bức xạ ion hóa :$\small \dot e = 5 \times 10^{-29} {\rm erg\ cm}^{-3}\ {\rm s}^{-1}$
• Vụ nổ Supernovæ :$\small \dot e = 3 \times 10^{-26} {\rm erg\ cm}^{-3}\ {\rm s}^{-1}$
• Gió sao : nó phụ thuộc rất nhiều vào loại sao: nó thay đổi theo công suất -6 của độ sáng của sao. Do đó, nó dao động từ một năng lượng tương đương với vụ nổ siêu tân tinh (hoặc thậm chí nhiều hơn đối với các ngôi sao Wolf-Rayet) đến gần như không có gì.

Nguồn:

• Mac Low & Klessen 2004