Einbindung von Metallen in einen bereits entwickelten dreidimensionalen Strahlungstransportcode zu Detailuntersuchungen der Reionisation des Universums
Zusammenfassung der Projektergebnisse
Schwerpunkt dieses Projekts war, die Konsistenz bei der Beschreibung der physikalischen Abläufe bei der Reionisation im frühen Universum in zwei wichtigen Punkten erheblich zu verbessern: dem Strahlungstransport in drei Dimensionen hinsichtlich der Simulation der Ionisationsvorgänge des intergalaktischen Mediums und der realistischen Berechnung der spektralen Energieverteilungen (“spectral energy distributions” - SEDs) früher Generationen massereicher Sterne. Dem Grundlegenden folgend, wurde das Hauptaugenmerk bei der Umsetzung des Projekts auf den Aspekt der Erweiterung eines bereits entwickelten 3-dimensionalen Multi-Frequenz Strahlungstransportcodes, der auf der Methode des “Raytracings” basiert, gelegt. Dabei stand vor allem eine geometrisch aufgelöste Struktur, die die räumliche Anordnung und Zusammensetzung der Strahlungsquellen und die Dichteverteilung des Mediums einschließt, und die Berücksichtigung des Einflusses von Helium und den wichtigsten Metallen und deren atomarer Struktur sowie ihres zeitabhängigen Ionisationsverhaltens im Mittelpunkt. Damit sollen nicht nur die Prozesse, die zur Reionisation führten, nachvollzogen werden, sondern auch im Vergleich mit beobachteten Daten potentielle Diagnosemethoden erkannt werden, die die Natur der Ionisationsquellen offenbaren. Diesbezüglich konnte im Rahmen des Projekts gezeigt werden, • dass sehr massereiche Sterne (“very massive stars” bzw. VMS), die durch stellare Verschmelzungsprozesse in den Zentralbereichen sehr dichter Sternhaufen entstehen mussten, einen signifikanten Beitrag sowohl zur Reionisation von Wasserstoff als auch von Helium geliefert haben können, sofern etwa 1% der neu gebildeten stellaren Masse zur Bildung von VMS führte, wohingegen Sternpopulationen, deren Masse-Häufigkeitsverteilung (“initial mass function” - IMF) derjenigen im heutigen Universum ähnelt, zwar einen wesentlichen Beitrag zur Reionisation des Wasserstoffs im Universum lieferten, aber selbst unter der Annahme einer niedrigen Metallizitat keine bedeutende Rolle bei der Reionisation von Helium spielten. • wie die Stärken der Emissionslinien verschiedener Metalle im ionisierten interstellaren Gas quantitativ von der Metallizität und der Effektivtemperatur der die Ionisationsquellen darstellenden heißen, massereichen Sterne abhängen. Hierzu wurde ein umfangreiches Modellgitter stellarer SEDs verschiedener Metallizitaten und Effektivtemperaturen berechnet und als Input für sowohl sphärisch-symmetrische als auch dreidimensionale Simulationen des die Sterne umgebenden Gases verwendet. Ergebnis dieser Rechnungen sind Vorhersagen über die Emissionslinienverhältnisse in dem ionisierten Gas in der näheren Umgebung der Sterne (H II-Regionen) und - unter Annahme verschiedener optischer Dicken der H II-Regionen und der sich daraus ergebenden Entweichwahrscheinlichkeit für ionisierende Strahlung und der Veränderung der spektralen Energieverteilung - im weiter entfernten, diffusen ionisierten interstellaren Gas. • welchen Einfluss die Stärke und räumliche Verteilung von Inhomogenitäten im interstellaren Gas auf die Ionisationsstruktur und die Emissionslinienverhältnisse hat. Bei den Modellen von H II-Regionen zeigte sich, dass zwar die Gesamtlinienemission nicht stark von der Inhomogenität des Mediums abhängt, wohl aber die Ausdehnung des ionisierten Bereichs. Von besonderem Interesse für unsere Studie waren daher insbesondere die Inhomogenitäten innerhalb des diffusen ionisierten Gases (DIG) von milchstraßenähnlichen Galaxien, wobei dieses eine dünne, aber sehr ausgedehnten Komponente des interstellaren Gases in einer Übergangsphase zwischen dem interstellaren und dem intergalaktischen Medium darstellt. Für ein großes zur Simulation angesetztes Volumen, das einem Ausschnitt eines Spiralarms mit einer Vielzahl von Ionisationsquellen entspricht, wurden diesbezüglich verschiedene Szenarien von klein- und großskaligen Dichtefluktuationen im DIG simuliert. Dabei zeigte sich, dass für hinreichend große räumliche Skalen der Fluktuationen das Gas durch die Bildung von “Kanälen” niederer Dichte auch für ionisierende Strahlung durchlässig wird, sodass diese teilweise in das intergalaktische Medium entweichen kann.
Projektbezogene Publikationen (Auswahl)
- Three-dimensional modeling of ionized gas. I. Did very massive stars of different metallicities drive the second cosmic reionization? A&A 555, 35 (2013)
Weber J. A., Pauldrach A. W. A., Knogl J. S. und Hoffmann T. L.
(Siehe online unter https://doi.org/10.1051/0004-6361/201220897) - Three-dimensional modeling of ionized gas. II. Spectral energy distributions of massive and very massive stars in stationary and time-dependent modeling of the ionization of metals in H II regions. A&A 583, 63 (2015)
Weber J. A., Pauldrach A. W. A. und Hoffmann T. L.
(Siehe online unter https://doi.org/10.1051/0004-6361/201424976) - Numerical models for the diffuse ionized gas in galaxies. II. Three-dimensional radiative transfer in inhomogeneous interstellar structures as a tool for analyzing the diffuse ionized gas. A&A 622, 115 (2019)
Weber J. A., Pauldrach A. W. A. und Hoffmann T. L.
(Siehe online unter https://doi.org/10.1051/0004-6361/201832649)
