The gas dynamics of HII regions. Pt. 2
Description
The evolution of HII regions is calculated with a two-dimensional hydrodynamic numerical procedure under the assumption that the exciting star is born within a cool molecular cloud whose density is about 103 particles cm-3. As the ionization of the cloud's edge is completed, a large pressure gradient is set up and ionized cloud material expands into the ionized low-density (1 particle cm-3) intercloud medium, with velocities larger than 30 km s-1. The calculations are made under the simplifying assumption that: (i) within the HII region, ionization equilibrium holds at all times (ii) the ionization front is a discontinuity, thus its detailed structure is not calculated, (iii) the temperature of each region (HII region, neutral cloud and intercloud medium) is constant in time, (iv) all ionizing photons come radially from the exciting star. Four cases are calculated and compared with observations: (1) the edge of the cloud is overrun by a supersonic ionization front, (2) the initial Stroemgren sphere surrounding the star lies deep inside the cloud, thus the cloud's edge is ionized by a subsonic ionization front, (3) the ionization front breaks through two opposite faces of the same cloud simultaneously, (4) the flow encounters an isolated globule of density 103 particles cm-3 shortly after emerging from the molecular cloud. The phenomena here considered show how evolving HII regions are an important input of kinetic energy into the interstellar medium. (orig.)
Availability note (English)
Available from Fachinformationszentrum Karlsruhe.Abstract (German)
Unter der Annahme, dass der anregende Stern innerhalb einer kalten molekularen Wolke mit einer Dichte von ungefaehr 103 Teilchen cm-3 geboren wird, wird die Entwicklung von HII-Regionen mit einem zweidimensionalen hydrodynamischen numerischen Verfahren berechnet. Sobald die Ionisierung des Randes der Wolke abgeschlossen ist, setzt ein grosser Druckgradient ein und ionisiertes Wolkenmaterial expandiert mit Geschwindigkeiten ueber 30 km s-1 in das ionisierte Medium zwischen den Wolken, das eine geringe Dichte (1 Teilchen cm-3) besitzt. Die Berechnungen werden unter der vereinfachenden Annahme gemacht, dass: (i) innerhalb der HII-Region zu allen Zeiten ein Ionisierungsgleichgewicht herrscht, (ii) die Ionisierungsfront eine Diskontinuitaet darstellt und somit ihre detaillierte Struktur nicht berechnet wird, (iii) in jeder Region (HII-Region, neutrale Wolke und Medium zwischen den Wolken) die Temperatur zeitlich konstant ist, (iv) alle ionisierenden Photonen radial vom anregenden Stern kommen. Es werden vier Faelle berechnet und mit den Beobachtungen verglichen: (1) Der Wolkenrand wird mit Ueberschallgeschwindigkeit von einer Ionisierungsfront ueberrannt, (2) die urspruengliche Stroemgren-Sphaere, die den Stern umgibt, liegt weit innerhalb der Wolke, was zur Folge hat, dass der Wolkenrand von einer Ionisierungsfront mit Unterschallgeschwindigkeit ionisiert wird, (3) die Ionsierungsfront bricht gleichzeitig durch zwei gegenueberliegende Seiten der selben Wolke, (4) der Fluss trifft kurz nach Verlassen der molekularen Wolke auf eine isolierte Globule mit einer Dichte von 103 Teilchen cm-3. Die hier betrachteten Phaenomene zeigen, auf welche Weise sich entwickelnde HII-Regionen eine bedeutende Zufuhr von kinetischer Energie in das interstellare Medium leisten. (orig.)Additional details
Additional titles
- Subtitle (English)
- Two-dimensional axisymmetric calculations
Publishing Information
- Imprint Pagination
- 39 p.
- Report number
- MPI-PAE/Astro--166
INIS
- Country of Publication
- Germany
- Country of Input or Organization
- Germany
- INIS RN
- 10453622
- Subject category
- S79: ASTROPHYSICS, COSMOLOGY AND ASTRONOMY;
- Resource subtype / Literary indicator
- Non-conventional Literature
- Descriptors DEI
- DENSITY; HYDRODYNAMICS; H2 REGIONS; IONIZATION; STAR EVOLUTION
- Descriptors DEC
- COSMIC RADIO SOURCES; FLUID MECHANICS; MECHANICS; PHYSICAL PROPERTIES
Optional Information
- Notes
- Submitted to Astrophys. J.