Dissertation (Metadaten)
Titel:Photodissoziation in Sternentstehungsgebieten
 
Autor:Danica Kröger
 
URN:NBN:urn:nbn:de:gbv:8-diss-16735
 
Fakultät:Mathematisch-Naturwissenschaftliche Fakultät
DDC Sachgebiet:520 Astronomie, Kartographie
 
Datum der mdl. Prüfung:07.02.2006
 
Referent(in):Prof. Dr. G. Hensler
Korreferent(en) Korreferentin:Prof. Dr. R. Wimmer-Schweingruber
 
Beschreibung:In dieser Arbeit stelle ich die numerischen Simulationen vor, die von mir unter Verwendung eines 2D-Strahlungs-Hydrodynamik-Codes vorgenommen wurden, um die Wechselwirkung von stellarer Strahlung und stellarem Wind mit dem Interstellaren Medium (ISM) in der Umgebung eines einzelnen massereichen Sterns zu untersuchen. Dabei wurde zum einen die dynamische Entwicklung und Strukturbildung im zirkumstellaren ISM untersucht, zum anderen wurde der Energieeintrag in das ISM analysiert. Die zeitabhängige Entwicklung des Sterns wurde durch die Verwendung von zeitabhängigen stellaren Parametern explizit berücksichtigt. Es liegen damit nach meinem Kenntnisstand die ersten numerischen 2D-Simulationen für die kombinierte Struktur von stellarer Windblase (SWB), Hii-Region und Photodissoziationsregion (PDR) eines massereichen Sterns und der dynamischen Entwicklung dieser Struktur während der gesamten Lebensdauer des Sterns vor. Bisherige Studien haben lediglich mit 1D-Modellen die Größe der PDR bzw. der kombinierten Struktur von PDR und Hii-Region untersucht, ohne den Einfluss des stellaren Windes zu berücksichtigen. Durch die hier verwendete 2D-Geometrie konnte für einen 60 Msun-Stern die vom stellaren Wind verursachte Strukturbildung in der Hii-Region und PDR modelliert werden: Die SWB expandiert in die Hii-Region hinein und sammelt dabei ionisiertes Material in eine Schale auf. Durch "thin-shell instabilities" entstehen Dichteknoten in dieser Schale, die Schatten in die Hii-Region werfen. In den abgeschatteten Bereichen kann das Gas rekombinieren, die Hii-Region bildet in ihren äußeren Bereichen fingerförmige Strukturen aus. Während dieser Phase entwickelt sich die PDR noch unabhängig von SWB und Hii-Region. Durch die weitere Expansion der SWB wird die Hii-Region auf eine dünne Schicht vor der SWB-Schale beschränkt. Diese kombinierte Struktur expandiert in die PDR und im weiteren Verlauf geschieht die Strukturierung der PDR ebenfalls durch Schattenwürfe von Dichteknoten der SWB-Schale. Am Ende der Simulation hat die SWB fast das gesamte Volumen bis zur PDR-Schale ausgefüllt. Der Energiegehalt der kombinierten Struktur von SWB, Hii-Region und PDR ist vom Entwicklungsstadium des Sterns abhängig. Am Ende der H-MS-Lebensdauer des 60 Msun-Sterns beträgt der Energiegehalt des ISM 1.6% der bis dahin vom Stern eingetragenen Energie, 96% der im ISM gespeicherten Energie ist thermische Energie. Bis zum Ende der stellaren Lebensdauer verringert sich der Energiegehalt auf ~0.1%, davon liegen ~2/3 in kinetischer Energie und lediglich ~1/3 in thermischer Energie vor. Darüber hinaus wurden von mir, um das gesamte Massenspektrum massereicher Sterne abzudecken, als Ergänzung zu den Modellen von SWB und Hii-Region von 35 Msun- und 60 Msun-Sternen (Freyer et al. 2003, 2006) ein Modell eines mit 15 Msun deutlich masseärmeren Sterns sowie das Modell eines noch massereicheren Sterns mit 85 Msun analysiert und ein Vergleich aller vier Modelle durchgeführt. Nach meinem Kenntnisstand liegen hiermit die ersten 2D-Simulationen für Energiebilanz und dynamische Entwicklung des zirkumstellaren ISM von 15 Msun und 85 Msun-Sternen vor. Am Ende der stellaren Lebensdauer des 85 Msun-Sterns sind 0.27% der vom Stern in Form von stellarem Wind und Lymankontinuum-Photonen abgegebenen Energie als thermische Energie (~47%), kinetische Energie (~21%) und Ionisationsenergie (~33%) im zirkumstellaren ISM gespeichert. Im 15 Msun-Modell sind am Ende der stellaren Lebensdauer 0.29% der vom Stern eingetragenen Energie im ISM gespeichert. Der Anteil der thermischen Energie an der gesamten Energie beträgt ~49%, auf die kinetische Energie entfallen ~21% und etwa 30% auf die Ionisationsenergie. Da es bisher nur Modelle gibt, die den Grad der chemischen Selbstanreicherung von Hii-Regionen durch Wolf-Rayet (WR)-Sterne auf Basis von Sternentwicklungsmodellen berechnen, wurde von mir für den 85 Msun-Stern die Selbstanreicherung der Hii-Region mit 12C, 14N und 16O während seiner WR-Phasen simuliert. Damit konnte zum ersten Mal das Vermischen der durch den WR-Wind hochgradig angereicherten heißen Gasphase mit der warmen Gasphase untersucht werden. Während die Anreicherung der warmen Gasphase mit 14N und 16O vernachlässigbar ist, konnte von mir gezeigt werden, dass eine deutliche Anreicherung der warmen Gasphase von 22.3% über dem solaren Wert mit 12C bis zum Ende der stellaren Lebensdauer des 85 Msun-Sterns stattfindet.
 
Schlagworte:Sternwind ; Interstellare Materie ; Wechselwirkung ; Simulation ; Photodissoziation ; Massereicher Stern ; astrophysics, Hii regions, hydrodynamics, instabilities, ISM: bubbles, ISM: structure, galaxies: evolution, simulations
 
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