Deutsche Übersetzung des Titels: Turbulenz und Strukturbildung im interstellaren Medium

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Abstract

The interstellar medium (ISM) structure and dynamics are the result of the interplay between many physical processes such as turbulence, gravity, thermal processes, magnetic fields and cosmic rays which determine the modes of molecular cloud and star formation, and which in turn, define the global galactic properties. In this thesis, we have examined in detail the role played by thermal and gravitational instabilities in the ISM. We have shown that thermal instability (TI) is an effective agent of structure formation in the ISM which can compress diffuse interstellar gas by a factor of ~ 100, leading to the formation of dense molecular structures, which can, if dense enough, become gravitationally bound. However, TI, which operates on small scales (< 60 pc), is unable to drive a self-sustained turbulence in the ISM. The bulk of turbulent motions is most likely injected into the ISM on larger scales by, e.g., supernova explosions or galactic shear. Confirming this idea, we find that turbulence is injected into the ISM of a dwarf irregular galaxy, i.e., Holmberg II, on a scale of ~ 6 kpc. We also show that the interaction of turbulence and TI can explain the observed large scale morphology of the HI gas in Holmberg II. Additionally, we investigate the dynamics of the ISM when the turbulence is driven by supernova explosions occurring at different rates in the medium. It was possible to show that the constancy of the velocity dispersion in the outer parts of galaxies can be explained as the result of the interplay between supernova driving and TI. We also showed that if the gas density and the supernova rates follow a Kennicutt-type law, the resulting velocity dispersion is of the order of ~ 5-6 km s^{-1} at the outer galactic radii, in perfect agreement with the observations.

Übersetzung des Abstracts (Deutsch)

Die Struktur und Dynamik des Interstellare Mediums (ISM) sind das Ergebnis der Wechselwirkung zwischen verschiedensten physikalischen Prozessen, wie z.B., Turbulenz, Gravitation, thermische Prozesse, Magnetfelder und kosmische Strahlung, die die Entstehung von Molekulwolken und Sternen beeinflussen, die wiederum die Eigenschaften einer Galaxie beschreiben. In dieser Arbeit wurde die Rolle der thermischen und graviativen Instabilität des ISMs im Detail untersucht. Unsere Ergebnisse zeigen, dass, thermische Instabilität (TI) massgeblich für die Strukturentwicklung des ISMs verantwortlich ist und dass sie das diffuse interstellare Gas um einen Faktor von ~ 100 komprimieren kann, was zur Entstehung von molekularen Strukturen führt. Diese Strukturen können gravitativ gebunden sein falls sie genügend hohe Dichten erreichen. Diese TI, die auf kleinen Skalen wirkt(< 60 pc), ist allerdings nicht in der Lage, die Turbulenz des ISMs zu erhalten. Die Turbulenz des ISMs findet ihren Ursprung wahrscheinlich eher auf grösseren galaktischen Skalen, z.B., durch Supernova-Explosionen oder galaktische Scherbewegung. Dies wird durch unsere Untersuchung der Zwerggalaxie Holmberg II bestätigt, in der Turbulenzen auf ~ 6 kpc erzeugt werden. Wir zeigen auch, dass die Wechselwirkung zwischen Turbulenz und TI die beobachtete Struktur des HI Gases in Holmberg II erklären kann. Weiterhin untersuchen wir, wie sich die Dynamik des ISM ändert, wenn die Turbulenz durch Supernova-Explosionen mit unterschiedlichen Raten erzeugt wird. Es war uns möglich zu zeigen, dass die konstante Geschwindigkeits-Dispersion in den äusseren Bereichen von Galaxien durch die Wechselwirkung von Supernova Explosionen und TI erklärt werden kann. Unsere Untersuchungen zeigen ausserdem, dass für den Fall, dass die Dichte des Gases und die Supernova-Raten dem Kennicutt-Gesetz folgen, eine Geschwindigkeits-Dispersion von ~ 5-6 km s^{-1} in den äusseren Bereichen von Galaxien erzeugt wird, was dies ist in guter Übereinstimmung mit Beobachtungen.