Fontes de Turbulência no ISM

Que fontes de turbulência existem no meio interestelar (ISM) ? Quais são fisicamente os mais importantes para a formação de sistemas estelares?

Fontes de turbulência:

Existem inúmeras fontes de turbulência no meio interestelar, em todas as escalas:

• em grandes escalas, há o cisalhamento da rotação galáctica . Uma maneira de sustentar a turbulência e acoplar escalas grandes e pequenas seria a instabilidade magnetorotacional (RM).
• em grandes escalas, as instabilidades gravitacionais também podem desempenhar um papel significativo, através de estruturas em espiral.
• as saídas e jatos da formação de estrelas desempenham um papel importante, liberando muita energia no ISM.
• nas regiões de formação estelar, estrelas massivas também são importantes. A radiação e os ventos estelares de estrelas massivas são uma importante entrada de energia no ISM. E, eventualmente, os mais massivos explodirão em supernovæ, liberando ainda mais energia.

Portanto, pode-se considerar separadamente três processos relacionados a estrelas massivas:

• ventos estelares
• radiação ionizante
• explosão de supernova

Importância para a formação de estrelas:

Todos eles são relevantes para a formação de estrelas, de um jeito ou de outro. Uma propriedade chave da turbulência é a cascata de escalas grandes a pequenas; portanto, mesmo se você injetar turbulência em grandes escalas (escala galáctica), você terá movimentos turbulentos até a escala de uma nuvem molecular.

Uma boa ilustração da cascata tubulenta é a relação de Larson ( Larson 1981 ):

A relação de Larson mostra a evolução da dispersão de velocidade com o tamanho da estrutura que você está olhando. A dispersão da velocidade é um indicador de turbulência. De fato, essas dispersões são não térmicas: conhecendo a temperatura típica do MIS (cerca de 10 K), pode-se estimar a velocidade térmica, por exemplo, da molécula de CO ( , com a constante de Boltzman, a temperatura, a massa molecular média e a massa do átomo de hidrogênio) que é de cerca de 0,07 km s . As dispersões de velocidade medida são da ordem de 1 a 10 km s e são interpretadas como uma assinatura de turbulência (e estimativa).$v_th = \sqrt{2kT/\mu m_H}$$k$$T$$\mu$$m_H$$^{-1}$$^{-1}$

Detalhes:

Taxas de energia: os valores são dados (aproximadamente) para a Via Láctea

• RM : ;$\small \dot e = 3 \times 10^{-29} {\rm erg\ cm}^{-3}\ {\rm s}^{-1}$
• Instabilidades gravitacionais : ;$\small \dot e = 4 \times 10^{-29} {\rm erg\ cm}^{-3}\ {\rm s}^{-1}$
• Saídas : ;$\small \dot e = 2 \times 10^{-28} {\rm erg\ cm}^{-3}\ {\rm s}^{-1}$
• Radiação ionizante :$\small \dot e = 5 \times 10^{-29} {\rm erg\ cm}^{-3}\ {\rm s}^{-1}$
• Explosões de supernovas :$\small \dot e = 3 \times 10^{-26} {\rm erg\ cm}^{-3}\ {\rm s}^{-1}$
• Ventos estelares : depende fortemente do tipo de estrela: varia conforme a potência de -6 da luminosidade da estrela. Portanto, varia de uma energia comparável a uma explosão de supernova (ou mais ainda para as estrelas Wolf-Rayet) a quase nada.

Fontes:

• Mac Low e Klessen 2004