Three-dimensional, time-dependent radiative transfer for H II regions, the diffuse ionized gas, and the reionization of the universe

Die Wechselwirkung der ionisierenden Strahlung von Sternen oder anderen Strahlungsquellen mit dem umgebenden Gas spielt bei vielfaltigen astrophysikalischen Fragestellungen eine entscheidende Rolle. So erlaubt beispielsweise die Untersuchung des Verlaufs der Reionisation von Wasserstoff und Helium im Universum Ruckschlusse auf die Entwicklung fruher Sternpopulationen und aktiver galaktischer Kerne. Bei der Untersuchung der chemischen Zusammensetzung von Sternentstehungsgebieten – und damit zusammenhangend der Evolution von Galaxien – sind Analysen des Spektrums der damit assoziierten H ii-Regionen von zentraler Be- deutung. Dies erfordert zum einen ein Verstandnis der mikrophysikalischen Zusammenhange, auf welchen die Ionisations- und Rekombinationsvorgange sowie die Heiz- und Kuhlprozesse im ionisierten Gas basieren, zum anderen die Berucksichtigung der makroskopischen Dichtestruktur des interstellaren Gases. In der vorliegenden Arbeit wird ein Verfahren zur dreidimensionalen Simulation der Wechselwirkung von ionisierender Strahlung mit atomarem Gas vorgestellt und auf Fragestellungen im Zusammenhang mit photoionisiertem Gas auf unterschiedlichen Skalen angewendet. Die verwendete Methode beinhaltet ein numerisch stabiles Verfahren zur Berechnung der zeitlichen Veranderung der Ionisations- und Temperaturstruktur in Abhangigkeit von der Dichte und der Zusammensetzung des Gases sowie der spektralen Energieverteilungen der ionisierenden Quellen. Sie berucksichtigt dabei die Ionen und Atome des Wasserstoffs, des Heliums und der haufigsten Metalle. Zuerst untersuchen wir, inwieweit unterschiedliche Sternpopulationen zur Reionisation des Universums beigetragen haben konnen (Wasserstoff: Reionisation abgeschlossen bei einer Rotverschiebung von z ∼ 6; Helium: bei z ∼ 2.8). Eine der hierfur in Frage kommenden stellaren Populationen besteht aus massereichen, aus primordialem Material zusammengesetzten Sternen der Population III, welche aber zum Ende der Reionisationsphase bereits durch Sterne spaterer Populationen ersetzt worden ist. Wir simulieren deshalb auch Reionisationssze- narien durch entwickeltere stellare Populationen. Dies ist zum einen eine Population, deren Anfangsmassenverteilung derjenigen im gegenwartigen Universum entspricht, zum anderen eine, deren ionisierende Strahlung im Wesentlichen durch sehr massereiche, durch stellare Verschmelzungsprozesse entstandene Sterne erzeugt wird. Das Hauptergebnis dieser Untersuchung ist, dass in letzterem Fall die Beteiligung von nur ca. 1 % der neu gebildeten stellaren Masse an Verschmelzungsprozessen ausreichend ist, um den Grosteil der fur die Helium II - Reionisation erforderlichen Photonen bereitzustellen, sofern die Effektivtemperaturen der so entstandenenSterne bei mindestens 65 000 K liegen, wohingegen eine He II - Reionisation mit einer der heutigen entsprechenden Anfangsmassenverteilung nicht moglich ist. Anschliesend analysieren wir den Zusammenhang zwischen den temperatur- und metallizitatsabhangigen spektralen Energieverteilungen von O-Sternen und den Eigenschaften der umliegenden H II - Regionen. Dafur wird ein Gitter von Sternmodellen erstellt, die den Temperatur- und Metallizitatsbereich von O-Sternen in Sternentstehungsgebieten des heutigen Universums abdecken. Die Auswirkungen der stellaren Eigenschaften auf die Temperatur- und Ionisationsstruktur des umliegenden Gases werden dabei zuerst mittels spharisch-symmetrischer Rechnungen untersucht. Anschliesend werden fur eine Auswahl dieser Sternspektren zusatzliche Effekte untersucht, die sich aus der dreidimensionalen Dichtestruktur des Gases und der unterschiedlichen raumlichen Verteilung der Quellen auf das Emissionsspektrum der umgebenden H ii-Regionen ergeben. Dabei zeigt sich, dass unterschiedliche Dichtestrukturen sich zwar auf die Intensitatsverteilung der einzelnen Linien auswirken, die Gesamtemission der jeweiligen Linien jedoch weitgehend unverandert bleibt und analoges fur die unterschiedliche raumliche Verteilung von Strahlungsquellen innerhalb einer H II - Region gilt. Schlieslich befassen wir uns mit der Frage, inwieweit reine Photoionisationsmodelle, die davon ausgehen, dass die gesamte Strahlung von heisen, massereichen Sternen in der galaktischen Scheibe stammt, ausreichend sind, um die Ionisationsstruktur und Linienemission des diffusen ionisierten Gases (DIG) zu erklaren, welches zwar uber geringere Teilchendichten verfugt als "klassische" H II - Regionen, das allerdings durch seine raumliche Ausdehnung den Grosteil der Masse des ionisierten interstellaren Gases enthalt. Einen Schwerpunkt bildet hierbei die Untersuchung, in welchem Ausmas die H II - Regionen in der Umgebung der ionisierenden Quellen deren spektrale Energieverteilung verandern. Zur Bestimmung der Eigenschaften des DIG werden sowohl spharisch-symmetrische als auch 3D-Simulationen durchgefuhrt, wobei in letzteren die Eigenschaften des DIG in der Umgebung eines Spiralarmes nachgebildet werden. Dabei zeigt sich eine starke Abhangigkeit der Ionisationsstruktur von der raumlichen Struktur des Gases. So fuhrt die erhohte Rekombinationsrate in uberdichten Bereichen zu verstarkter Absorption, andererseits entstehen im Falle grosraumiger Dichteinhomogenitaten aber auch "Kanale" niedriger Dichte, durch die die ionisierende Strahlung den scheibennahen Bereich der Galaxie verlassen kann. Unsere Photoionisationsmodelle legen nahe, dass die Ionisation des DIGs uberwiegend durch relativ kuhle O-Sterne (Teff. ≲ 35 000 K) erfolgt, oder zusatzlich zur Photoionisation weitere Energiequellen vorliegen.