ISM에서 난기류의 근원

성간 매체 (ISM) 내에 어떤 난기류의 근원이 있습니까? 스텔라 시스템을 새로 형성하는 데 물리적으로 가장 중요한 것은 무엇입니까?

난기류 소스 :

성간 매체에는 모든 규모의 난기류가 많이 있습니다.

• 대규모로, 은하 회전으로부터 전단이있다 . 난기류를 유지하고 크고 작은 스케일을 결합하는 한 가지 방법은 자기 회전 불안정성 (MRI)입니다.
• 대규모에서 중력 불안정성 은 나선형 구조를 통해 중요한 역할을 할 수 있습니다.
• 별 형성으로 인한 유출과 제트 는 중요한 역할을 수행하여 ISM에 많은 에너지를 방출합니다.
• 별 형성 지역에서는 거대한 별도 중요합니다. 거대한 별의 복사와 별풍은 ISM에서 중요한 에너지 입력입니다. 그리고 결국, 가장 큰 것들이 초신성에서 폭발하여 더 많은 에너지를 방출 할 것입니다.

따라서 거대한 별과 관련된 세 가지 프로세스를 별개로 간주 할 수 있습니다.

• 별의 바람
• 이온화 방사선
• 초신성 폭발

별 형성의 중요성 :

그것들은 모두 별의 형성과 관련이 있습니다. 난기류의 주요 특성 중 하나는 대규모에서 소규모로 계단식으로 배열하는 것입니다. 따라서 큰 규모 (은하계)로 난기류를 주입하더라도 분자 구름의 규모까지 난기류가 발생합니다.

통기성 캐스케이드의 좋은 예는 Larson의 관계입니다 ( Larson 1981 ).

Larson의 관계는보고있는 구조의 크기에 따른 속도 분산의 진화를 보여줍니다. 속도 분산은 난기류의 지표입니다. 실제로, 이들 분산 물은 비열 적이다 : MIS의 전형적인 온도 (약 10K)를 알면, 예를 들어 CO 분자 ( 의 열 속도를 추정 할 수있다$v_th = \sqrt{2kT/\mu m_H}$$k$$T$$\mu$$m_H$$^{-1}$$^{-1}$

세부:

에너지 비율 : 은하수에 대한 값이 (거의) 주어집니다

• $\small \dot e = 3 \times 10^{-29} {\rm erg\ cm}^{-3}\ {\rm s}^{-1}$
• $\small \dot e = 4 \times 10^{-29} {\rm erg\ cm}^{-3}\ {\rm s}^{-1}$
• $\small \dot e = 2 \times 10^{-28} {\rm erg\ cm}^{-3}\ {\rm s}^{-1}$
• $\small \dot e = 5 \times 10^{-29} {\rm erg\ cm}^{-3}\ {\rm s}^{-1}$
• $\small \dot e = 3 \times 10^{-26} {\rm erg\ cm}^{-3}\ {\rm s}^{-1}$
• 스텔라 바람 : 그것은 별 의 유형에 크게 의존합니다 : 그것은 별의 광도의 -6의 힘에 따라 다릅니다. 따라서 초신성 폭발 (또는 울프-레이에 별의 경우)에 필적하는 에너지에서 거의 아무것도에 이르기까지 다양합니다.

출처 :

• 맥 로우 앤 클레 센 2004