Sumber Turbulensi di ISM

Sumber turbulensi apa yang ada dalam medium Antarbintang (ISM) ? Mana yang secara fisik paling penting untuk sistem bintang yang baru terbentuk?

Sumber turbulensi:

Ada banyak sumber turbulensi di medium antarbintang, di semua skala:

• pada skala besar, ada geser dari rotasi galaksi . Salah satu cara untuk mempertahankan turbulensi dan mengimbangi skala besar dan kecil adalah ketidakstabilan magnetorotational (MRI).
• pada skala besar, ketidakstabilan gravitasi juga dapat memainkan peran penting, melalui struktur spiral.
• arus keluar dan jet dari pembentukan bintang memainkan peran penting, melepaskan banyak energi di ISM.
• di daerah pembentuk bintang, bintang masif juga penting. Radiasi dan angin bintang dari bintang masif merupakan input energi yang penting dalam ISM. Dan pada akhirnya, yang paling masif akan meledak di supernova, melepaskan lebih banyak energi.

Oleh karena itu, seseorang kemudian dapat menganggap secara terpisah tiga proses yang berkaitan dengan bintang masif:

• angin bintang
• radiasi pengion
• ledakan supernova

Pentingnya pembentukan bintang:

Mereka semua relevan dengan pembentukan bintang, satu atau lain cara. Salah satu sifat utama turbulensi adalah mengalir dari skala besar ke skala kecil; oleh karena itu, bahkan jika Anda menyuntikkan turbulensi pada skala besar (skala galaksi) Anda akan mendapatkan gerakan turbulen ke skala awan molekul.

Ilustrasi yang bagus dari riam tubulen adalah hubungan Larson ( Larson 1981 ):

Relasi Larson menunjukkan evolusi dispersi kecepatan dengan ukuran struktur yang Anda lihat. Dispersi kecepatan adalah indikator turbulensi. Memang, dispersi ini bersifat non-termal: mengetahui suhu tipikal MIS (sekitar 10 K), seseorang dapat memperkirakan kecepatan termal, misalnya, molekul CO ( , dengan konstanta Boltzman, suhunya, rerata wright molekul rata-rata dan massa atom hidrodgen) yaitu sekitar 0,07 km s . Dispersi kecepatan yang terukur adalah dalam urutan 1 hingga 10 km s , dan ini ditafsirkan sebagai tanda turbulensi (dan perkiraan).$v_th = \sqrt{2kT/\mu m_H}$$k$$T$$\mu$$m_H$$^{-1}$$^{-1}$

Detail:

Laju energi: nilai diberikan (kurang-lebih) untuk Bima Sakti

• MRI : ;$\small \dot e = 3 \times 10^{-29} {\rm erg\ cm}^{-3}\ {\rm s}^{-1}$
• Ketidakstabilan gravitasi : ;$\small \dot e = 4 \times 10^{-29} {\rm erg\ cm}^{-3}\ {\rm s}^{-1}$
• Aliran keluar : ;$\small \dot e = 2 \times 10^{-28} {\rm erg\ cm}^{-3}\ {\rm s}^{-1}$
• Radiasi pengion :$\small \dot e = 5 \times 10^{-29} {\rm erg\ cm}^{-3}\ {\rm s}^{-1}$
• Ledakan Supernovæ :$\small \dot e = 3 \times 10^{-26} {\rm erg\ cm}^{-3}\ {\rm s}^{-1}$
• Angin bintang : sangat tergantung pada jenis bintang: itu bervariasi seperti kekuatan -6 dari luminositas bintang. Karena itu berkisar dari energi yang sebanding dengan ledakan supernova (atau bahkan lebih untuk bintang Wolf-Rayet) hingga hampir tidak ada.

Sumber:

• Mac Low & Klessen 2004