Massive stars shaping the ISM

Diese Arbeit befasst sich mit dem Einfluss von Sternen, deren Masse
acht Sonnenmassen übersteigt, auf das Interstellare Medium in ihrer
Umgebung. Solche massereiche Sterne beenden ihr Dasein mit einer
Supernovaexplosion und verlieren im Laufe ihrer - verglichen mit
massearmen Sternen - raschen Entwicklung einen großen Teil ihrer
Masse über ihre starken Sternwinde. Beispielsweise gibt ein Stern
mit 60 Sonnenmassen Anfangsmasse mehr als die doppelte
Supernovaenergie über die kinetische Energie seiner Winde in seine
Umgebung ab. Sterne entstehen in Regionen mit kaltem, dichtem Gas,
den sogenannten Molekülwolken. Beobachtungen zeigen, dass diese
Gaswolken turbulent sind. Es ist allerdings noch ungeklärt, woher
die beobachtete Turbulenz im Interstellaren Medium ihre Energie
bezieht. Die Energieabgabe von massereichen Sternen ist - neben
großskaligen gravitativen Instabilitäten in der Scheibe der
Milchstraße - eine der möglichen Erklärungen. Beobachtungen
erlauben Rückschlüsse auf die eingebrachte Energiemenge und die
Längenskalen des Energie liefernden Prozesses. Daher ist es
relevant, zu bestimmen, wie viel kinetische Energie ein
massereicher Stern in der ihn umgebenden Molekülwolke deponieren
kann. Der Schwerpunkt dieser Arbeit sind hydrodynamische
Simulationen, die diese Energieeffizienz testen. Dazu wurden
aktuelle Sternentwicklungsmodelle in die frei zugänglichen
Eulerschen Gittercodes Pluto und Ramses eingebaut. Die Simulationen
verwenden das von Eva Ntormousi erstellte Modul für die Berechnung
der Heiz- und Kühlprozesse eines Multiphasenmediums. Die
Modellrechnungen führten zur Erkenntnis, dass in jener Phase der
Simulation, in der die räumliche Auflösung der Modellrechnung die
Eneergieeffizienz stark beeinflusst, der größte Energieverlust
durch Strahlung an jener Stelle auftritt, an der das vom Stern
ausgestoßene Material auf das aufgesammelte Umgebungsgas trifft. An
dieser Kontaktfläche treten Mischungsprozesse auf, welche die
Energieverluste steigern. Somit können unsere Simulationen in
Kombination mit einer Abschätzung der Effizienz und Skalenlänge
dieser Mischprozesse eine Aussage treffen, wie viel Energie
massereiche Sterne zur Aufrechterhaltung der Turbulenz beitragen
können. Für diese Abschätzung der Mischprozesse liefert die
Literatur auf Beobachtungen und numerischen Simulationen basierende
Richtwerte. Als Anwendungsbeispiel wird in dieser Arbeit die
Orion-Eridanus Region diskutiert. In dieser Region wird das
radioaktive Isotop 26-Al beobachtet. Dieses Isotop wird vorrangig
in massereichen Sternen gebildet. Es kann daher als Indikator für
von Sternen ausgestoßene Materie verwendet werden.
Interessanterweise zeigen die Beobachtungen dieser Region nur in
einem Teil des Gebiets mit Röntgenemission ein 26-Al Signal. Unsere
Ramses Modelle berücksichtigen 26-Al und können daher auf Gebiete
mit (fehlenden) Korrelationen zwischen Röntgenemission und 26-Al
Signal durchsucht werden.