The impact of supernova feedback on the evolution of the ISM

The aim of this thesis is to investigate the formation and destruction of molecular gas as a component of the turbulent, multiphase, magnetised interstellar medium (ISM). In the pursuit of a better understanding of the impact of stellar feedback has on the evolution of the ISM, we use simulations of (256 pc)^3 periodic boxes and 0.5x0.5x10 kpc^3 stratified disk slabs modelling local parts of the Galactic disk with the Eulerian, adaptive mesh refinement (AMR), three dimensional, magnetohydrodynamic code FLASH 4. The simulations include self-gravity, magnetic fields, supernova (SN) explosions and a chemical network following H+, H, H2, C+ and CO. The first part of the thesis focuses on the H2 molecule formation and density-magnetic field scaling for various initial magnetic field strengths (0, 6x10^-3, 0.3, 3 microG) in an environment stirred by randomly placed SNe with a fixed rate. We find that with increasing initial field strengths the simulations develop an ISM with a more homogeneous density/temperature structure and with a decreasing H2 mass fraction. We extend this study to include SNe spatial correlated with their parental molecular clouds (MCs). With the intension to create a more realistic model, we vary the fraction of SNe exploding in peak density regions and the ones traveling away from the MCs. We include self-gravity, magnetic fields and also vary the initial gas density and the SN rate. Our results show that the fraction of SNe exploding in their natal MC have a significant impact on the structure of the ISM by reducing the H2 mass fraction and the volume filling fraction of the hot gas up to an order of magnitude. Small variations of certain percentages of SN going off in MCs (depending on the magnetisation of the environment, on self-gravity and the SN rate) create dramatic transitions in the temperature and chemical structure of ISM. The last part of the thesis is dedicated to the study of the self-consistent SN-driven ISM evolution (a more realistic implementation than the fixed SN rate) with an extended simulation volume, including magnetic fields, self-gravity and the Galactic potential. We test the Schmidt-type star formation recipe extensively used in cosmological simulations and we find that the current implementation does not meet the criterion that the cooling time of the supernova remnants (SNRs) should be at least eight times longer than the sound-crossing time. This is an important issue as some of the simulations produce star formation surface densities comparable to the Kennicutt-Schmidt law but fail to produce a hot phase. We also derive recommended densities for the injection regions that ensure that for a given resolution and star formation efficiency, the SNRs expand before they radiate all their energy away. For practical reasons, we also put forward two potential solutions for the over-cooling problem like to model a more realistic ISM taking into account that a certain fraction of the massive OB stars travel away from their natal MCs and that they have different lifetimes or to introduce a turbulent field in the injection region that will rearrange the density structure due to stellar feedback mechanisms that cannot be resolved.In dieser Arbeit wird die Entstehung und Vernichtung von molekularem Wasserstoff im turbulenten, magnetisierten, aus mehreren Phasen bestehenden interstellarem Medium (ISM) untersucht. Der Einfluss von stellaren Rückkopplungsprozessen auf die Entwicklung des ISM wird mit Hilfe von Simulationen in periodischen Boxen mit einer Ausdehnung von (256 pc)^3 sowie mit Hilfe von teilweise periodischen, getreckten Boxen als Teil einer galaktischen Scheibe mit einer Größen von 0.5x0.5x10 kpc^3 inspiziert. Dazu wurde der drei-dimensionale adaptive Gittercode FLASH 4 verwendet. In den Simulationen sind Eigengravitation, Magnetfelder, Supernovae und chemische Prozesse der Spezies H+, H, H2, C+ und CO berücksichtigt. Der erste Teil der Arbeit behandelt die Entstehung von molekularem Wasserstoff und die Skalierung des Magnetfeldes mit der Dichte für verschiendene Magnetfeldanfangsbedingungen von 0, 6x10^-3, 0.3 und 3 microG. Das Gas wird duch Supernovae mit konstanter Explosionsrate getrieben. Je stärker das anfängliche Magnetfeld ist, desto homogener ist die Dichte- und Temperaturverteilung und desto geringer der Massenanteil an molekularem Gas. Wir erweitern die Studie um die Korrelation zwischen den Supernova-Positionen und den Molekülwolken. Wir variieren den Anteil der Supernovae, die in dichtem Gas stattfinden, und der Anteil derer, die sich von der ursprünglichen Molekülwolke entfernen. Dieser Teil, bei dem Anfangsdichte und Supernova-Rate variiert werden, beinhaltet ebenfalls Eigengravitation und Magnetfelder. Die Ergebnisse zeigen dass der Anteil der Sterne, die in dichten Regionen als Supernova explodieren, großen Einfluss auf die Struktur im ISM haben, in dem sie den Anteil des molekularen Wasserstoffes sowie den Volumenanteil heißen Gases reduzieren. Kleine Variationen der Supernovae in dichtem Gas erzeugen deutliche Unterschiede in der chemischen und thermischen Struktur. Diese Unterschiede hängen von den anderen Parameten wie der Magnetisierung, von Eigengravitation und der Supernova-Rate ab. Im letzten Teil wird eine selbstkonsistente, variierende Supernova-Rate im Gegensatz zur konstanten Rate der vorherigen Kapitel verwendet, um die Entwicklung im ISM unter Berücksichtigung von Magnetfeldern, Eigengravitation und einem galaktischen Potential zu untersuchen. Es wird ein Schmidt-ähnliches Sternentstehungsmodell, wie es in vielen kosmologischen Simulationen zum Einsatz kommt, getestet. Es stellt sich heraus, dass bei der derzeitigen Implementierung die Kühlzeit der Supernova-Region kürzer als das Achtfache der Schalllaufzeit durch dieselbe Region ist, was in anderen Studien als Minimum angegeben ist. Dieses Verhalten ist wichtig, da zwar in einigen Fällen Sternentstehungsraten erzielt werden, die mit der beobachteten Kennicutt-Schmidt-Relation übereinstimmen, in diesen Rechnungen jedoch kein heißes Gas erzeugt wird. Es werden Dichtegrenzwerte abgeleitet, für die die Injektion der Supernova-Energie bei einer gegebenen numerischen Auflösung sicherstellt, dass die Supernova expandieren kann, bevor die Energie weggekühlt wird. Es werden zwei mögliche Lösungsvorschläge für das Kühlproblem diskutiert. Zum einen können in einer realistischeren ISM-Implementierung massive OB-Sterne mit unterschiedlichen Lebenszeiten, die als Supernovae explodieren, aus den dichten Wolken herauswandern. Zum anderen kann in der Region, in der die Supernova injiziert wird, ein turbulentes Dichtefeld gesetzt werden, das durch die nicht aufgelösten Rückkopplungseffekte der Sterne hervorgerufen wird