Diskussion

Übergang stattfindet, wird maßgeblich durch den Modellparameter x bestimmt, so liegt er für das ’KM’-Modell ( x = 1,12) bei weit geringeren KSGS, die aber inner-halb der Simulationen nicht erreicht werden können. Das relativ große x = 1,12 sorgt beim ’KM’-Modell insgesamt für um einige Größenordnungen zu geringe✏KM, als dass die der Sternentstehung nachfolgende stellare Rückwirkung die Gasscheibe ausreichend stabilisieren könnte.

PHN12-Modell

Das Diagramm in der unteren linken Ecke von Abb. 6.7 zeigt, dass die untere Einhül-lende der ✏PHN-Verteilung ein Verhalten zeigt, das auf eine implizite Abhängigkeit

✏_PHN ⇠ exp( K_SGS² ) schließen lässt, obwohl im Argument der Exponentialfunktion nurK_SGS¹ explizit als Teil des Virialparameters ↵vir eingeht. Ein weiterer, zusätzlich wirksamer FaktorK_SGS¹ steckt in den impliziten Abhängigkeiten der Dichte⇢_c,pa von KSGS – und damit ebenfalls in der Kaltphasenklumpengröße `c. Diese impliziten Abhängigkeiten ergeben sich aus der Annahme eines Gleichgewichts des effektiven Druckes zwischen warmer und kalter Phase. Dass oberhalb dieser unteren Einhüllen-den, besonders im Bereich KSGS &10²km² s ², sternbildendes Material anzutreffen ist, liegt vornehmlich an der bei fast allen anderen untersuchten Modellen stark unterdrückten Abhängigkeit von der Gasdichte ⇢. Im Falle des PHN12-Modells er-gibt sich für große KSGS die Proportionalität log(✏PHN)/ KSGS/⇢, wenn ⇢c,pa ! ⇢ gilt. Generell ist die Sternentstehung bei Benutzung dieses Modells zu gering, um eine aufgelockerte Scheibe, wie sie etwa bei Verwendung von ’PN-FK’ geformt wird, zu unterstützen. Es scheint aber plausibel, dass es nicht zu einem fortlaufenden An-wachsen der Sternentstehung kommt wie im Falle von ’KM’ und ’KM-FK’. Aufgrund der günstigeren Abhängigkeit der Sternentstehungseffizienz ✏PHN von der Gasdichte ist es – trotz geringem ✏_PHN-Niveau – möglich einen stabilen, sternbildenden Zu-stand der Scheibe, mit einer globalen Sternentstehungsrate auf einem mit dem des

’PN-FK’-Programmlaufs vergleichbaren Niveau zu etablieren.

6.4 Diskussion

Eines der wichtigsten Ergebnisse aus den hier vorgestellten Simulationen ist, dass die globale Sternentstehungsrate M˙SF wie auch die Zeitskalen und Amplituden ih-rer kurzzeitigen Variationen erstaunlich robust sind gegenüber der Variation des Modells für✏mod. Tatsächlich scheinen hauptsächlich die Anfangsbedingungen – al-so Verteilung und Gesamtmasse des Gases – al-sowie die Modellierung der stellaren Rückwirkung Verlauf und Niveau von M˙_SF zu bestimmen. Auch der annähernd li-neare Zusammenhang zwischen lokaler Sternentstehungsrate und molekularer Gas-dichte bleibt unabhängig vom Sternentstehungsmodell bestehen. Ähnliches gilt

da-her qualitativ auch für das Verhalten der lokalen Sternentstehungsrate gegenüber der Gesamtgasdichte, denn dieses wird primär durch den Übergang von atomarem zu molekularem Gas bestimmt. Die Wahl des Sternentstehungsmodells spielt eine untergeordnete Rolle, solange das spezielle Modell gewisse Mindestanforderungen erfüllt, auf die ich später noch eingehen möchte.

Sternentstehung findet schwerpunktmäßig in Gas statt, dessen spezifische turbulen-te SGS-Energie sich im Bereich 10 km²s ² . K_SGS . 10³ km²s ² bewegt – egal, welches der untersuchten Modelle genutzt wird. Dieser Bereich ist durch die Rah-menbedingungen, die sich aus MIST und der Hydrodynamik im Rahmen von LES ergeben, bevorzugt, da einerseits die Bildung von molekularem Gas durch starke Turbulenz begünstigt wird, aber andererseits zu starke Turbulenz zur Expansion und damit zur Zerstörung einer sternbildenden Region führt.

Die resultierenden Gasscheiben in den verschiedenen Simulationen lassen sich anhand der Klumpigkeit ihres Aufbaus unterscheiden. Das eine Extrem bilden Gas-scheiben von aufgelockerter Textur. Diese Scheiben werden über den gesamten stern-bildenden Teil hinweg von kurzlebigen, spiralartigen, aber von Löchern durchsetzten Strukturen durchzogen. Das andere Extrem stellen Gasscheiben dar, die durch große (Sternen- und) Gasansammlungen dominiert werden. Lediglich die Gezeitenarme dieser massereichen Verklumpungen, die bei nahen Begegnungen oder Verschmel-zungen derselben entstanden sind, durchbrechen die ansonsten mit heißem, stark verdünntem Gas ausgefüllte Scheibe zwischen den Klumpen. Verantwortlich dafür, wie klumpig die Gasscheibe wird, ist das Niveau der Kaltphasensternentstehungs-effizienz ✏mod im Bereich von 10 km²s ² . KSGS . 10³ km²s ². Je geringer ✏mod

ausfällt, desto klumpiger ist die Gasscheibe, und desto ausgeprägter ist der Schwanz der Dichteverteilung zu hohen Dichten hin.

Dies ist der Mechanismus, der dafür sorgt, dass die hier betrachteten Galaxiensi-mulationen meist eine vergleichbare globale Sternentstehungsrate aufweisen, obwohl die verschiedenen Sternentstehungsmodelle bisweilen sehr unterschiedliche✏mod vor-geben. Letztere schlagen sich auch in den Sternentstehungszeitskalen bezüglich des kalten, molekularen Gases nieder. Im Falle von Modellen mit geringerem ✏mod .0,1 und sich daraus ergebenden längeren Sternentstehungszeitskalen ist das ⌃˙s-⌃H2 -Diagramm in Abb. 6.4 bis zu höheren Säulendichten hin bevölkert. Ausnahmen stellen die Modelle ’KM-FK’ und ’KM’ dar. Bei letzterem lässt sich auch nach 400 Ma Entwicklung nicht abschätzen, ob sich die Sternentstehungsrate vielleicht später noch auf dem Niveau der meisten anderen einregeln kann. Beide weisen al-lerdings ein für diesen Mechanismus ungünstiges Verhalten von ✏mod /K_SGS^↵KM (mit

↵_KM ⇡ 1,2) auf. Sternentstehung wird hier bereits stark unterdrückt, bevor das sternbildende Gas ausreichend turbulenten Druck für eine Expansion aufbauen kann.

Infolgedessen kann kaum Gas aus einem massereichen Klumpen ausgestoßen werden,

6.4. DISKUSSION 99

sodass Sternentstehung sofort wieder einsetzt, sobald die von der stellaren Rückwir-kung induzierte SGS-Turbulenz nachlässt.

Mangelnde Kaltphasensternentstehungseffizienz kann durch lokale Verdichtung des Gases ausgeglichen werden, um die von den übrigen Rahmenbedingungen vorge-gebene mittlere globale Sternentstehungsrate zu erreichen. Diese Sternentstehungs-rate bedingt die zur Stabilisierung der Gasscheibe erforderliche Injektion von ther-mischer und turbulenter Energie über stellare Rückwirkungsprozesse. In allen Si-mulationen mit physikalisch motivierten, analytischen Modellen, die einen Freifall-zeitfaktor f↵,mod 6= 1 berücksichtigen, wie auch in der mit ’PHN’-Modell ist dieser Mechanismus wirksam. Bei den analytischen Modellen scheint ✏mod hauptsächlich eine Funktion nur einer Variablen zu sein, etwa der turbulenten SGS-Energie wie Abb. 6.7 suggeriert. Die nur geringe Streuung der in Abb. 6.7 gezeigten Verteilungen in✏mod-Richtung belegt dies. Die Modelle ’PHN’, ’KM’, ’KM-FK’, sowie die Modelle der HC08-13-Familie (wenn auch weniger ausgeprägt) weisen hier eine nennenswerte Streuung auf, die auf eine subdominante Abhängigkeit von mindestens einer zweiten Variablen, wie der Gasdichte ⇢, hindeutet. Aus den formalen Abhängigkeiten von den abgeleiteten Zustandsvariablen der kalten Phase – also `_c,⇢_c,pa und Mc – wird ersichtlich, dass tatsächlich eine Variation von KSGS den größten Einfluss auf ✏mod

hat. Subdominante Abhängigkeiten von ⇢, ⇢_c oder e_w werden unter den Bedingun-gen, die durch die selbstregulierenden Eigenschaften von MIST innerhalb einer LES erzeugt werden, zusätzlich abgeschwächt, da sie effektiv untereinander aber auch mit KSGS korreliert sind. Die Berücksichtigung eines Freifallzeitfaktors f↵,mod 6= 1 unterdrückt die Abhängigkeit von weiteren Variablen effektiv, wie beim Vergleich

’KM-FK’ gegen ’KM-FK-mff’ ersichtlich wird.

Die weiter oben angesprochenen Mindestanforderungen für ein Modell, mit dem ein stabiler, sternbildender Zustand der galaktischen Gasscheibe erreicht werden kann, sind erfüllt, wenn eine effektive Abhängigkeit ✏mod /K_SGS^↵mod mit ↵mod & 0,5 gegeben ist. Diese stellt sicher, dass Sternentstehung solange stattfinden kann, bis der durch die stellare Rückwirkung aufgebaute Druck die Sternentstehungsregion auseinander treibt. Die Mindestanforderung kann aber offenbar auch durch eine positive Korrelation von✏_mod mit der Gasdichte erfüllt werden, wie es für ’PHN’ der Fall ist.

Mit Hinblick auf die bei der Konstruktion von MIST benutzen Modellannahmen⁵ ist Sternentstehungsmodellen der Vorzug zu geben, die im für Sternentstehung opti-malen Bereich 10 km²s ² . KSGS .10³ km²s ² einen Wert von ✏mod ⇡0,1liefern, da dieser dem von Beobachtungen sternbildenden, dichten, molekularen Gases

abge-5✏modbezieht sich ausschließlich auf das vonH2-dissoziierender Strahlung abgeschirmte, dichte, kalte Gas, welches sich innerhalb klumpigen, turbulenten Ansammlungen kalten, neutralen Gases befindet.

leiteten Wert entspricht (siehe beispielsweise Gao u. Solomon, 2004; Murray, 2011).

Dieses optimale KSGS-Regime für Sternentstehung stimmt für alle betrachteten Mo-delle mit dem in Beobachtungen ermittelten turbulenten Regime aktiv sternbilden-der Regionen überein (siehe zum Beispiel Leroy u. a., 2008; Shetty u. a., 2012; Stilp u. a., 2013). Weitergehende, mit Beobachtungen vergleichende Aussagen zum effek-tiven Verhalten der lokalen Sternentstehungseffizienz mit der Stärke der Turbulenz in der betreffenden Region sind kaum zu treffen. Dies ist dem Umstand geschuldet, dass belastbare empirische Gesetzmäßigkeiten noch fehlen, die auf einer Vielzahl detaillierter Beobachtungen von dichtem, molekularem Gas in Sternentstehungsre-gionen basieren, welche speziell auch auf die Bestimmung ihrer Turbulenzeigenschaf-ten abzielen. Im Besonderen ist eine differenzierende Beurteilung der von FK13 an Turbulenzsimulationen selbstgravitierenden Gases kalibrierten Modelle – abgesehen vom Spezialfall des ’KM-FK’-Modells – kaum möglich. Die Mitglieder dieser Mo-dellgruppe sind allesamt mit den Beobachtungen von Gao u. Solomon (2004) sowie Murray (2011) vereinbar, weiterhin ergaben sich innerhalb dieser Gruppe keine signi-fikanten Unterschiede, was die Struktur der Gasscheibe, die resultierenden Sternent-stehungsrelationen und auch die globalen Sternentstehungsraten betrifft. Das einzig aussagekräftige Unterscheidungsmerkmal, nämlich das effektive Verhalten von ✏_mod mit KSGS – beziehungsweise das der durch Beobachtungen erschließbaren Pendants, ist leider derzeit durch Beobachtungen nicht erforscht.