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Abstract:

Das vorliegende Projekt dient dazu, die Wechselwirkung der Strahlung heißer Sterne oder anderer Quellen ionisierender Strahlung mit dem umliegenden Gas zu simulieren. Hierfür wird ein 3-dimensionaler, zeitabhängiger Raytracingalogrithmus verwendet. Besonderes Augenmerk dient hierbei der Simulation der diffus ionisierten Gases. Dabei handelt es sich um eine Komponente der interstellaren Materie, die zwar über eine ähnliche Temperatur wie die HII-Regionen in der Umgebung heißer Sterne hat, jedoch über eine geringere Dichte verfügt (weniger als 0.2 Teilchen /cm^3). Die räumliche Verteilung und die Energiequellen für das diffus ionisierte Gas sind nach wie vor noch nicht vollständig verstanden. Zwar ist die Strahlung von heißen Sternen als Energiequelle naheliegend, jedoch sprechen die beobachteten Intensitätsverhältnisse der Emissionslinien sowie die Beobachtbarkeit von diffus ionisiertem Gas in gropßem Abstand von der galaktischen ebene dafür, dass noch weitere Quellen vorliegen (Schocks, magnetische Rekonnektion,...). Aufgrund der komplexen räumlichen Struktur des diffus ionisierten Gases können eindimensionale (d.h. planparallele oder radialsymmetrische Ansätze) nur eingeschränkt Simulationen liefern, die für einen direkten Vergleich mit Beobachtungen geeignet sind, so dass ein dreidimensionaler Ansatz anstrebenswert ist. Dies ist allerdings mit erheblich erhöhtem Rechenaufwand verbunden. Der verwendete Code beschränkt sich vorläufig darauf, die Wechselwirkung zwischen Sternen und dem umgebenden (atomaren) Gas. Es liegt bereits eine stabile Version für reines Wasserstoffgas vor. Um auch Helium sowie Metalle berücksichtigen zu können, wird an der Integration des Strahlungstransportes und der Zeitabhängigkeit in den WM-Basic Code von Pauldrach et al. (Universitätssternwarte München). Damit soll auch erreicht werden, die Temperaturschichtung im Gas (d.h. die Heiz- und Kühlprozesse) realistisch berechnen zu können.