Struktur der Gasscheiben

Vergleicht man die Struktur der Gasscheiben in den verschiedenen Simulationen, wie zum Beispiel in der in Abb. 6.2 zu sehenden Zusammenschau der senkrecht zur Scheibenebene projizierten Gasdichte⇢in einer20⇥20kpc umfassenden Region um das Zentrum am Ende der Simulationen, so stechen auch hier die bereits bei der Be-trachtung der globalen Sternentstehungsrate als abweichend aufgefallenen Modelle

6.3. ERGEBNISSE 85

Abbildung 6.2: Zusammenschau von logarithmisch farbkodiert dargestellten Projek-tionen der Gesamtgasdichte ⇢ entlang der Drehimpulsachse der Galaxienscheibe in einem zentralen15⇥15kpcgroßen Bereich der Scheibe. Die einzelnen Projektionen stellen den Zustand in den benannten Simulationsläufen bei einer Simulationszeit von ⇠1,4Ga dar.

Abbildung 6.3: Oben links: Flächengewichtete Wahrscheinlichkeitsdichteverteilung pdf(log₁₀⌃) des Logarithmus der Gassäulendichte in der Scheibe über der Gassäulen-dichte ⌃ für die Simulationsläufe mit verschiedenen Sternentstehungsmodellen bei einem Alter von ⇠1,4 Ga. Linienarten und -farben wie in Abb. 6.1.Oben rechts: Ausschnitt-vergrößerung des Diagramms von oben links für ⌃ > 10² M pc ³. Mitte links: Mit dem Massenanteil ⌃_c/⌃ der kalten Phase gewichtete Wahrscheinlichkeitsdichteverteilung pdf_⌃c/⌃(log₁₀⌃)über⌃.Mitte rechts: Ausschnittvergrößerung des Diagramms von mit-tig links für ⌃>10²M pc ³.Unten links: Mit dem Massenanteil⌃_H2/⌃des molekula-ren Gases gewichtete Wahrscheinlichkeitsdichteverteilungpdf_⌃c/⌃(log₁₀⌃)über⌃.Unten rechts: Ausschnittvergrößerung des Diagramms von oben links für ⌃>10² M pc ³.

6.3. ERGEBNISSE 87

’KM’, ’KM-FK’ und ’PHN’ heraus, in geringerem Maße aber auch ’PN’. Die entspre-chenden Gasscheiben der ersten drei zeigen große Bereiche mit geringer Gasdichte.

Das Gas ist in diesen Fällen nämlich in massiven Klumpen konzentriert, während Gas mittlerer Dichten ausschließlich in Gezeitenarmen zu finden ist, die bei engen Begegnungen oder Verschmelzungen solcher Klumpen entstehen. In den Gasschei-ben der übrigen Simulationsläufe ist einerseits kaum derart verdichtetes Gas anzu-treffen, und andererseits wird viel Raum von Gas mittlerer Dichten eingenommen.

Dieses Gas mittlerer Dichte befindet sich hauptsächlich in sprialartig aufgelocker-ten Strukturen, die sich netzartig, durch expandierende Sternentstehungsregionen gestört, über die Scheibe ausbreiten. Qualitativ ergibt sich für diese Fälle dassel-be Bild wie dassel-bereits im ’ref’ Programmlauf nach 1 Ga (vergleiche hierzu mit Abb.

5.3). Die Gasscheiben im ’PN’- und ’KM-FK’-Programmlauf sind nicht eindeutig der Gruppe der klumpigen oder der aufgelockerten Scheiben zuzuordnen, sondern liegen dazwischen, wobei ’KM-FK’ eher klumpiger ausgeprägt ist als ’PN’.

Genauer differenzieren lässt sich dies anhand der in Abbildung 6.3 gezeigten flächen-gewichteten, beziehungsweise mit dem Kaltphasenanteil ⌃c/⌃ gewichteten Säulen-dichteverteilungen pdf[log₁₀(⌃)] und pdf_⌃c/⌃[log₁₀(⌃)], die durch

Z ₁

1

pdf[log₁₀(⌃)]d[log₁₀(⌃)] = M

M = 1 (6.20)

beziehungsweise Z ₁

1

pdf^⌃c

⌃ [log₁₀(⌃)]d[log₁₀(⌃)] = Mc

M (6.21)

normiert sind. Im oberen linken Teil von Abb. 6.3 lassen sich vier verschiedene Dichteregimes innerhalb des Gases erkennen, nachfolgend von kleinen zu großen ⌃ hin aufgelistet.

• a) ⌃ . 2⇥10 ¹ M pc ²: In diesem Bereich findet sich extrem heißes, ver-dünntes Gas wie es von SN-Explosionen freigesetzt wird.

• b) 2 ⇥10 ¹ M pc ² . ⌃ . 3⇥ 10⁰ M pc ²: Im Gas dieses Regimes hat sich im Mittel ein Gleichgewicht von Heizen durch photoelektrischen Effekt an Staub sowie durch Dissipation turbulenter Energie und radiativem Kühlen eingestellt. Gut zu erkennen sind die zwei Maxima, die in allen Verteilungs-funktionen an gleicher Stelle auftauchen. Diese markieren bei welchen Dichten sich der Übergang zwischen ionisiertem und neutralem Wasserstoff beziehungs-weise Helium vollzieht. Für Helium liegt der Übergang bei⇡5⇥10 ¹ M pc ² und für Wasserstoff bei ⇡ 2⇥10⁰ M pc ², was auch der Grund ist, wes-halb kaum Kaltphasengas unterwes-halb dieser Dichte vorkommen kann (⇢w ⇡⇢), da Neutralität des Gases eine Voraussetzung für die Entstehung kalter Phase durch thermische Instabilität ist (siehe Auftragung im mittleren linken Teil von Abb. 6.3).

• c) 3⇥10⁰ M pc ² . ⌃ . 10² M pc ²: Hier schließt sich nun der Bereich kühlen, neutralen Gases mittlerer Dichten an, in dem auch die kalte Phase

⇢c neben der warmen ⇢w des MIST-Modells existieren kann. Die Verteilung der kalten Phase nimmt eine log-normale Form an, deren Maximum bei ⌃⇡ 2⇥ 10¹ M pc ² liegt. Auch in pdf[log₁₀(⌃)] lässt sich die Auswirkung der Exisistenz einer kalten Phase als Verbreiterung der bereits abfallenden Schulter der Verteilung zu hohen ⌃ hin ausmachen. Oberhalb von ⇡ 1⇥10¹ M pc ² existiert, wie im unteren linken Teil von Abb. 6.3 ersichtlich, innerhalb der kalten Phase auch molekulares Gas.

• d) ⌃ & 10² M pc ²: Zu hohen Dichten hin erscheint ein an die Schulter der Dichteverteilungen angesetzter Schwanz, der ein Resultat der in diesem Dichtebereich nicht mehr vernachlässigbaren gemeinsamen Eigengravitation des Gases und der Sterne ist. Es sind die in Abb. 6.2 prominent sichtbaren, mehr oder weniger stark gravitativ gebundenen Gasansammlungen, die für eine Bevölkerung dieses Bereiches der Säulendichteverteilungen sorgen. Der Anteil des molekularen Gases, aus dem Sterne gebildet werden können, ist hier dominant innerhalb der kalten Phase. Jedoch fällt auf, dass der Anteil kalten Gases klar hinter der Gesamtdichte zurückbleibt, was durch stellare Rückwirkung verursachte Evaporation der kalten Phase bewirkt wird.

Die größten Unterschiede zwischen den Sternentstehungsmodellen zeigen sich im Re-gime d), in welchem auch die meiste Sternentstehung stattfindet. So ist der Hoch-dichtenschwanz der Verteilungen für die Modelle ’PHN’ und ’KM’ besonders aus-geprägt, und die Maxima der entsprechenden molekularen Verteilungen liegen mit

⇡ 6⇥10¹ M pc ² etwa eine Größenordnung über denen der übrigen Verteilungen.

Auch der Mangel an Gas mittlerer Dichte sowie das gehäufte Auftreten von Gas minderer Dichte in diesen Programmläufen ist in den Regimes b) beziehungsweise c) leicht erkennbar. Die Verteilungen aus ’KM-FK’ und ’PN’ weisen gegenüber den restlichen Modellen einen signifikant stärker betonten Schwanz auf, wenn auch weit weniger ausgeprägt als im Falle von ’PHN’ oder ’KM’. Die Unterschiede zwischen den Modellen ’PN-FK’ , ’PN-FK-mff’, ’HC’, HC-FK’, HC-FK-mff’ und ’KM-FK-mff’ untereinander sind dagegen als marginal anzusehen.