Magnetfelder der Sternentstehung als Heizmechanismus für diffus ionisiertes Gas im Interstellaren Medium

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Analysen von spektralen Beobachtungen großräumiger Strukturen diffus ionisierter Gase (DIG) zeigen, dass die Existenz dieser diagnostisch interessanten Komponente des Interstellaren Mediums (ISM) nicht durch Photoionisation, beruhend auf der UVStrahlung vorhandener O- und B-Sterne, erklärt werden kann. Die Frage nach der für die Ionisation dieser Gaskomponente verantwortlichen Energiequelle ist somit unklar, aktuell und darüberhinaus von fundamentaler Relevanz für das Verständnis der Entwicklung, Struktur und Dynamik von Galaxien. Gegenstand dieses Projektes ist ein Vorstoß zur quantitativen Bestimmung der Energieproduktionsrate, die maßgeblich für die Ionisation des diffus ionisierten Gases verantwortlich ist. Dazu soll in dem beantragten Projekt das Ionisationsproblem erstmalig durch den Schulterschluss von erprobten Methoden der Plasmaphysik und des Strahlungstransportes untersucht werden. Grundlage hierfür sind zum einen numerische Multifluid-Simulationen zur magnetischen Rekonnexion, einem nachweislich höchst effizienten Heizmechanismus in Plasma-Neutralgas-Systemen, und zum anderen dem Problem angepasster Strahlungstransportmodelle zur Berechnung synthetischer Spektren. Gemäß den Resultaten der Multifluid-Simulationen soll die räumlich aufgelöste Enregieproduktionsrate quantitativ erfasst und in die Modellrechnungen für den Strahlungstransport des diffus ionisierten Gases eingebunden werden. Daraufhin soll in einem finalen Schritt der emittierte Strahlungsfluss und das synthetische Spektrum von diffus ionisierten Gasen berechnet und mit der Beobachtung verglichen werden. Damit soll somit erstmalig die Grundlage für einen direkten Vergleich von beobachteten Emissionslinienspektren mit synthetischen Spektren geschaffen werden, beruhend auf den Ergebnissen makroskopischer magnetohydrodynamischer Simulationen zur Heizung des ISM.