title: Star formation in high-velocity clouds under extreme condition of the hot halo gas
Creators: name: Sander, Bastian
Publisher: name: :none
Year: 2024

description: Der galaktische Materiezyklus umfasst die großräumigen Gasströmungen, die zum einen von Galaxien aus dem intergalaktischen Medium in Form kalten, metallarmen Gases akkretiert und zum anderen durch Supernovae als heißes, hochionisiertes, prozessiertes Material aus der galaktischen Scheibe herausgeschleudert werden. Auch wird Gas aus Satellitengalaxien durch Gezeitenwechselwirkungen mit der Zentralgalaxie herausgelöst und ordnet sich als Gasschweif entlang des Orbits der Satellitengalaxie an. Alle diese Gasströmungen wechselwirken mit dem galaktischen Halo, der aus heißem, hochionisiertem und sehr verdünntem Gas besteht. Ein substanzieller Anteil des einfallenden, metallarmen Gases besteht aus sogenannten "Hochgeschwindigkeitswolken" (engl. high-velocity clouds, HVCs), deren Name sich von Radialgeschwindigkeiten ableitet, die viel zu hoch sind, um konsistent zu sein mit einer differenziellen Rotation der Galaxie. Selbst 60 Jahre nach ihrer Entdeckung durch Muller et al. (1963) entziehen sich HVCs in jeder Hinsicht einem umfassenden Verständnis. Weder ihr Ursprung noch der Grund für das völlige Fehlen von Sternentstehung sind geklärt. Ihre Entfernungen sind oftmals sehr ungenau bestimmt, wodurch sich Eigenschaften wie Masse, Dichte oder Größe ebenfalls unpräzise ableiten lassen. Diverse Einzelbeobachtungen im ultravioletten und optischen Bereich mithilfe der Absorptionsspektroskopie und von Röntgenemissionen, aber auch groß angelegte Himmelsdurchmusterungen der 21-cm-Emissionslinie des neutralen Wasserstoffs wurden durchgeführt, um Säulendichten, Metallgehalte und Ionisierungsstufen, Geschwindigkeiten und Geschwindigkeitsdispersionen, den Staubgehalt, Morphologien und Gradienten, Magnetfelder und die Anzahl enthaltener Sterne zu bestimmen oder um die Existenz dunkler Materie nachzuweisen. Obwohl viele hundert der dichtesten und schnellsten HVCs, die sog. kompakten und ultrakompakten HVCs (CHVCs und UCHVCs), die Bedingungen für Sternentstehung erfüllen, wurden bis zum jetzigen Zeitpunkt keine Sterne entdeckt, die diesen Wolken zugeordnet werden können. Welches Wechselspiel von physikalischen Prozessen zu dieser Beobachtung führt, ist ungeklärt. In der vorliegenden Dissertation wird nach einer Antwort auf diese seit vielen Jahrzehnten wissenschaftlich diskutierten und bisher theoretisch unverstandenen Fragestellung gesucht. Dazu werden in dieser Arbeit multi-physikalische Simulationen auf Computerclustern durchgeführt. Es werden dazu die entsprechenden hydrodynamischen Gleichungen numerisch auf einem adaptiven Rechengitter gelöst. Zu den im Rahmen dieser Arbeit implementierten physikalischen Prozessen zählen saturierte Wärmeleitung, verschiedene Kühl- und Heizprozesse im Plasma, Massendiffusion, Dissoziation von Molekülen und Ionisierung von Atomen, eine variable Metallizität sowie ein temperaturabhängiges mittleres Molekulargewicht. Semi-implizite und semi-analytische numerische Integrationsmethoden werden verwendet. Es zeigt sich, dass vereinfachende Annahmen in der numerischen Modellierung zu unrealistischen Entwicklungen solcher Wolken führen. Selbst bei Modellwolken mit Massen weit unterhalb ihrer Jeans-Masse darf die Eigengravitation nicht vernachlässigt werden, da sich in diesem Falle kein radialer Dichtegradient und somit keine Kern-Halo-Struktur ausbildet und die Rechenergebnisse zu falschen Schlussfolgerungen in Bezug auf Massenverlustraten, Lebensdauern und Morphologien verleiten. Weiterhin wird gezeigt, dass selbst starke Magnetfelder, die eine von einem heißen Plasma umgebene Wolke gegen Wärmeleitung durch Elektronen abschirmen, den über die gesamte Wolkenoberfläche aufsummierten Wärmestrom nur um ca. 1/3 abschwächen. Es bleibt die Erkenntnis aus dieser Dissertation, dass Eigengravitation und Wärmeleitung einen erheblichen Einfluss auf die Entwicklung selbst massearmer Wolken innerhalb eines heißen Gases haben. Laut Theorie evaporieren kühle interstellare Wolken im heißen Plasma (Cowie &amp; McKee, 1977). Die zeitabhängige Behandlung der Wärmeleitung sowie die Berücksichtigung von Plasmakühlung und Eigengravitation in den Simulationen führen jedoch dazu, dass stattdessen heißes Umgebungsgas auf die Wolken kondensiert. Im Rahmen dieser Dissertation werden zum ersten Mal die Kondensationsraten quantifiziert und eine Korrelation mit dem radialen Dichtegradienten gezeigt. Weiterhin hängt die Dynamik des Mischprozesses aus heißem Umgebungsgas und Wolkengas vom radialen Dichtegradienten der Wolke ab. Je homogener die Wolke ist, desto schneller und gleichmäßiger verteilt sich kondensiertes Umgebungsgas und die darin enthaltenen Metalle in der Wolke. Nur bei steilem radialem Dichtegradienten in der Wolke sammeln sich diese Metalle in den Randbereichen der Wolke und werden nur sehr langsam ins Wolkeninnere transportiert. Weiterhin bildet sich eine Übergangszone zwischen Wolke und Umgebungsgas aus, die viel schmaler ist und auch näher an der Wolkenoberfläche liegt als nach Cowie &amp; McKee (1977) erwartet wird. Da die Wärmeleitung den Heizeintrag in die Übergangszone dominiert, werden Temperaturen um ca. 320.000 K erreicht, bei denen sich die in HVCs beobachteten hochionisierten Elemente bilden, vor allem O vi. Die simulierten CHVCs bilden beobachtete Morphologien wie Kopf-Schweif-, Bugstoß- oder hufeisenförmige Strukturen. Wärmeleitung führt zu einem stetigen, faserigen Massenabtrag von Wolkengas, der gering ist im Vergleich mit identischen Wolken ohne Wärmeleitung. Das modellierte heiße Umgebungsgas bildet einen extremen Zustand in Temperatur und Dichte des beobachteten galaktischen Halos. Es ist im Rahmen dieser Arbeit gelungen, einen physikalischen Grund für die Unterdrückung der Sternentstehung in HVCs nachzuweisen. Die saturierte Wärmeleitung wirkt permanent dem mit zunehmender Abbremsung der CHVCs verringertem dynamischem Druck entgegen. Die sich verdichtenden Gebiete innerhalb der Wolken werden durch den thermischen Gegendruck an einem Gravitationskollaps gehindert. Die Ergebnisse dieser Dissertation legen demnach nahe, dass keine Sterne in HVCs gebildet werden.
description: The Galactic matter cycle encompasses large-scale gas flows, which on the one hand are accreted from the intergalactic medium in the form of cold, metal-poor gas by galaxies, and on the other hand are expelled from the Galactic disk as hot, highly ionized, processed material through supernovae. Gas from satellite dwarf galaxies is also stripped off through tidal interactions with the central galaxy and aligns itself as a gas tail along the orbit of the satellite galaxy. All these gas flows interact with the Galactic halo, which consists of hot, highly ionized, and very diluted gas. A substantial portion of the infalling, metal-poor gas consists of so-called high-velocity clouds (HVCs), whose name derives from radial velocities that are much too high to be consistent with differential rotation of the galaxy. Even 60 years after their discovery by Muller et al. (1963), HVCs elude comprehensive understanding in every respect. Neither their origin nor the reason for the complete absence of star formation is clarified. Their distances are often very inaccurately determined, making it difficult to precisely derive properties such as mass, density, or size. Various individual observations by absorption spectroscopy in the ultraviolet and optical, by emission spectroscopy of X-rays, as well as large-scale sky surveys of the 21-cm emission line of neutral hydrogen have been conducted to determine column densities, metal contents and ionization stages, velocities and velocity dispersions, dust contents, morphologies and gradients, magnetic fields, and the number of contained stars, or to demonstrate the existence of dark matter. Although many hundreds of the densest and fastest HVCs, the so-called compact high-velocity clouds (CHVCs) and ultra-compact high-velocity clouds (UCHVCs), fulfill the conditions required for star formation, no stars assigned to HVCs have been discovered to date. The combined interplay of physical processes leading to this observation is unclear. This thesis seeks an answer to this scientifically discussed and theoretically unexplained question, which is debated since many decades. Multi-physical simulations are conducted on computing clusters to address this question. Within this thesis, the corresponding hydrodynamic equations are solved numerically by using an adaptive mesh-refinement code. Physical processes implemented within this work include saturated thermal conduction, various cooling and heating processes in plasma, mass diffusion, dissociation of molecules and ionization of atoms, variable metallicity, and temperature-dependent mean molecular weight. Semi-implicit and semi-analytical numerical integration methods are used. It is found that simplifying assumptions in numerical modelling lead to unrealistic evolutions of such clouds. Even in clouds with masses well below their Jeans mass, self-gravity must not be neglected, since in this case these low-mass clouds do not form a radial density gradient and thus no core-halo structure, leading to incorrect conclusions regarding mass-loss rates, lifetimes, and morphologies. Furthermore, it is shown that even strong magnetic fields, which shield a cloud surrounded by a hot plasma against thermal conductions by electrons, weaken the heat flux summed over the entire cloud surface by only 1/3. The insight gained from this thesis is that self-gravity and thermal conduction have a significant impact on the evolution of even low-mass clouds within a hot gas. According to analytical theory, interstellar clouds embedded in hot plasma evaporate (Cowie &amp; McKee, 1977). However, treating thermal conduction time-dependently and considering plasma cooling and self-gravity in the simulations show that, instead, hot ambient gas condenses onto the clouds. Within this thesis, condensation rates are quantified for the first time and a significant correlation with the radial density gradient is shown. Furthermore, the dynamics of the mixing process between hot ambient gas and cloud gas depends on the radial density gradient in the cloud. The more homogeneous the cloud, the faster and more evenly the condensed ambient gas and thus the contained metals distribute within the cloud. Only in the case of a steep radial density gradient in the cloud do these metals accumulate in the outskirts and are transported into the interior of the cloud only very slowly. Furthermore, a transition zone between cloud and ambient gas is formed, which is much narrower and closer to the cloud surface than expected by Cowie &amp; McKee (1977). Thermal conduction dominates the heat input into the transition zone hence generating transient temperatures about 320,000 K, at which the highly ionized elements observed in HVCs are formed, especially O vi. The simulated CHVCs reproduce observed morphologies such as head-tail, bow-shock, or horseshoe-shaped structures. Thermal conduction leads to a continuous, filamentary mass removal of cloud gas, which is low compared to identical clouds without thermal conduction. The modelled hot ambient medium represents an extreme state of the Galactic hot halo in terms of density and temperature. Within this work a physical reason for the suppression of star formation is provided. Saturated thermal conduction permanently counteracts a ram pressure, which decreases with ongoing deceleration of the CHVCs. The compressed subregions within the clouds are thus prevented from gravitational collapse by thermal counter-pressure. The results of this thesis therefore suggest that no stars are formed in HVCs.