構造化されたイオン化分子雲における超新星爆発のエネルギーと運動量の入力

我々は、三次元の高解像度流体動力学シミュレーションを用いて、単一および二重超新星（SN）爆発が密なガス雲に与える初期の影響を調査します。雲の構造、放射冷却、および母星からのイオン化放射が、星間空間（ISM）への運動エネルギーの純入力fkin = Ekin/ESN、熱エネルギーのftherm = Etherm/ESN、およびガスの運動量fP = P/PSNに及ぼす影響を検証します。雲の密度が100\\;\ cm^-3の場合、運動量を生成するセドフと圧力駆動のスノープラウ相は早期に終了し（∝0.01 Myr）、放射冷却がftherm ∼ 0.01、fkin ∼ 0.05、fP ∼ 9に対する結合を制限し、冷却のない場合と比べて著しく低下します。事前にイオン化された雲の場合、これらの数値は雲の構造に依存せず約50パーセント増加するだけです。このことは、雲の約5パーセントを半径速度30 km s−1に加速するのに十分です。第二のSNは、最初の爆発のセドフ相を過ぎて遅延する場合に結合効率を高める可能性があります。このような非常に低い結合効率は、SNフィードバックの多くのサブ解像度モデルを疑問視させます。これらは一般的に事後的に検証されます。イオン化放射は、ISMを不活性な密な殻や冷たい塊に押し込むため、周囲のガスとのSNeの結合を有意に強化することはないようです。このプロセスは銀河規模のシミュレーションでは未解決です。我々の結果は、イオン化された構造化雲におけるSNeの運動量入力が、母星の星風の運動量産出と比較して10倍以上大きいことを示しています。