Supernovae feedback propagation: the role of turbulence

Modelling the propagation of supernova (SN) bubbles, in terms of energy, momentum and spatial extent, is critical for simulations of galaxy evolution which do not capture these scales. To date, small scale models of SN feedback predict that the evolution of above-mentioned quantities can be solely parameterised by average quantities of the surrounding gas, such as density. However, most of these studies neglect the turbulent motions of this medium. In this paper, we study the propagation and evolution of SNe in turbulent environments. We confirm that the time evolution of injected energy and momentum can be characterised by the average density. However, the details of the density structure of the interstellar medium play a crucial role in the spatial extent of the bubble, even at a given average density. We demonstrate that spherically symmetric models of SN bubbles do not model well their spatial extent, and therefore cannot not be used to design sub-grid models of SNe feedback at galactic and cosmological scales.Comment: Accepted by MNRA

The impact of turbulence on supernovae shockwaves

The momentum and energy injection from supernovae is one of the main feedback modes, and is therefore key to the understanding of galaxy evolution and star formation. However, due to low resolution, large scale galaxy simulations often have issues with accurately modelling supernovae, and therefore rely on sub-grid models. This is especially true for the injected momentum, where capturing the momentum generating adiabatic phase of SNe, although important, is impossible to self-consistently model in large scale simulations. Previous studies have shown that the final momentum injected only has a weak dependence on the surrounding density, and that the detailed structure of the interstellar medium (ISM) is at large irrelevant when considering the momentum. However these studies lacked accurate modelling of the turbulence in the ISM, and instead resorted to static models, where the velocities of the gas were ignored. In this work, we start by retrieving a known semi-analytic solution of the early and important adiabatic Sedov-Taylor stage, responsible for most of the momentum generation. This solution is then compared to a series of full hydrodynamical simulations using an adaptive mesh refinement code, called RAMSES, with varying mean density of the surrounding ISM. With the inclusion of atomic cooling, the evolutionary stages of supernovae remnants are recovered, with the final momentum $p$ found depending on the surrounding hydrogen density $n$ as $p\propto n^{-0.15}$, in agreement with previous studies. We then adopt a model of turbulence by \cite{turb}, which was calibrated to produce power spectra, density and velocity distributions based on the conditions in giant molecular clouds (GMCs). With this model of the surrounding ISM, the geometry of the SNe shocks changes drastically, preferring channels of less dense gas, leaving higher density filaments mostly intact. However the evolution of momentum and energy of the system still follows the same trend as in the homogeneous case, reaching a similar peak momentum. The momentum was found to decrease with time, which is not predicted in the homogeneous case, but the decay appears to be on longer time scales. This reaffirms the previous results, stating that the detailed structure of the ISM only has a negligible effect on the momentum and energy of the early stages of SNe. Nevertheless, the SNe does show a tendency of generating outflows of low density gas rather than affecting the high density regions, which could have further impacts on SFR and galaxy evolution as a whole.Supernovor är några de kraftfullaste händelserna vi ser bland stjärnor. När stjärnor, mycket mer massiva än vår egen, bränner upp sitt bränsle tynar de inte bara bort, utan exploderar i vad vi kallar en Typ II supernova. På motsatta sidan kan lättare stjärnor i sina sista tillstånd som vita dvärgar fånga upp för mycket massa och explodera som Typ I supernovor. Båda dessa fallen har en stor betydelse för utvecklingen av galaxer. Utan dem hade inga grundämnen tyngre än järn existerat i de mängderna vi ser, då majoriteten av dessa endast kan skapas i den extremt varma explosionen. Supernovor är också viktiga i att skjuta ut gas från galaxer genom att skapa massiva vindar. Utan dessa vindar skulle stjärnor födas för snabbt och förbruka gaserna i galaxer. Detta skulle innebära att galaxer inte hade haft tillräckligt med gas för att fortsätta föda stjärnor än idag. I och med supernovors påverkan på universumet vi ser, är det intressant för astrofysiker att förstå hur dessa explosiva händelser utvecklas. Men supernovor, som med mycket inom astronomi, utvecklas under väldigt lång tid. Därav kan observationer endast ge en ögonblicks bild, vilket begränsar vår tillgång till fysiken bakom dem. Därav använder astrofysiker ofta sig av datormodeller för att fylla i bilden, med högupplösta simuleringar som kan återskapa en detaljrik bild av supernovor, liksom andra aspekter av astronomi. Men när större skalor inom astrofysiken simuleras, så som galaxer, så kan inte dagens datorer komma upp i en tillräcklig upplösning för att simulera supernovor utan att simuleringen tar för lång tid. Därför används oftast vad som kallas "sub-grid modells", för att inkludera supernovor även om upplösningen inte kommer ner i dem skalorna. För att skapa dessa modeller har tidigare studier simulerat supernovor på mindre skalor för att se hur de utvecklas i olika medier. Dessa simuleringar har tagit hänsyn till den omgivande gasen runt stjärnor, och sett att bland annat energin och rörelsemängden påverkas av mängden av denna gas. Men dessa simuleringar har hittills inte inkluderat gasens rörelser, utan använt sig av en stillbild på hur den borde se ut. I verkligheten rör sig den interstellära gasen slumpmässigt, i vad som kallas turbulens, och den gör så supersoniskt, det vill säga snabbare än ljudets hastighet. Denna turbulens innebär inte bara att gaserna rör sig, utan även att det bildas tjockare och tunnare skikt-liknande strukturer, som man kan se i t.ex. rök. Eftersom hur gasens rörelser påverkan på supernovor inte har undersökts än, så vet vi ännu inte hur markanta de är. Projektet som har gjorts till denna rapport har försökt simulera supernovor i ett mer realistisk, rörligt medium än vad som har gjorts tidigare. Med dessa simuleringar visar vi att trots att supernovorna får annorlunda former, så påverkas inte den slutgiltiga energin eller rörelsemängden markant. Vi visar även att eftersom explosionen föredrar att färdas genom tunnare gas, så kan enskilda supernovor trycka bort den tunnare gasen, medan de lämnar kvar den tjockare regionerna. Detta kan påverka hur mycket gas som en enskild supernova skjuter ut, och därmed hur effektiva de är på att reglera stjärnformation

The astronomical consequences of primordial black holes

In the radiation or early matter dominated eras of the Universe, there is a theoretical possibility for the formation of black holes (BHs). These primordial black holes (PBHs) have been thought of as a possible candidate for dark matter (DM), and an attractive one at that as it would explain DM using only baryonic physics. Constraints from theory and observations such as microlensing has nearly excluded the existence of large amounts of PBHs in most ranges of BH masses. However, there are still three mass ranges that remain relatively unconstrained and could therefore make up a large fraction of DM. These include asteroid mass (∼ 10[sup]13[\sup] − 10[sup]14[\sup] kg), sub-lunar (∼ 10[sup]17[\sup] − 10[sup]19[\sup] kg) and stellar mass (10[sup]31[\sup] − 10[sup]32[\sup] kg) PBHs. This project focuses on what impact a large population of PBHs in the lower mass ranges would have on stellar populations, and if any further constraints on PBH masses can be inferred from this. Focusing on three environments; the galactic centre, solar neighbourhood and dwarf galaxies, we consider the collision, capture and settling of small PBHs inside of stars such as main sequence star, White Dwarfs (WDs) and Neutron Stars (NSs). As the PBHs that we consider are so low mass, if they make up a significant fraction of the DM their number density would be high, and therefore collisions between them and stars would be frequent. The PBHs are small, so during the collision the PBHs simply fly through the star. However due to energy dissipation into the medium of the stars, the PBH can become bound, and over multiple subsequent orbits lose more energy until they have become completely trapped inside of the star. Once this happens, the star is consumed by the PBH. This process of disrupting stars cannot be too efficient (as otherwise stars could not exists), which previous research has used to put constraints on the abundance of low mass PBHs based on the survival of star. We model this energy dissipation, integrating the trajectories of the PBHs through a target star. We find that the energy dissipation is small, and therefore PBHs end up on too wide orbits. Due to the wide orbits, and long orbital periods, the PBHs are therefore susceptible to being scattered by intruding stars. As the energy dissipation is weaker for lower mass PBHs, and therefore their subsequent orbits become larger, this puts a lower limit on the mass range for PBHs were they can settle inside of stars with this process. This is important, as in the denser environments, were collisions and capture is the most frequent, the probability for an intruding star to eject the PBH is higher. As such, the mass range PBHs can have in order to settle is often already constrained by microlensing constraints. Previous research on the capture of PBHs in stars have not taken this into account, and therefore their results may be significantly changed. In addition to attempting to capture onto single targets, we also consider capturing in binary stars and planetary systems. As the orbits of the target bodies have comparable velocities as that expected of the incoming PBHs, the three body interaction can exchange energy and angular momentum between the PBH and the binary. Preforming n-body simulations, treating the PBHs as test particles, we find that this exchange more often than not lead to the PBHs gaining energy, and are subsequently ejected from the binary. Furthermore as the energy change due to the three body interaction is higher than that of the energy dissipation into the medium of the star, this is the dominant process. Therefore we suggests that the settling of PBHs into stars in binary systems is improbable, invalidating previous research which has determined merger rates of systems containing a star consumed by a PBH, without considering the three body interaction. Finally we estimate the rate at which the consumption of a white dwarf or neutron star would be observed. Using a model for a milky way equivalent galaxy and a NS population synthesis for the galactic distribution of NSs, we determine the cosmological consumption rates of WDs and NSs. Assuming that the consumption of a NS or WD is either similar to Type 1a supernovae or gamma ray bursts, we determine the observable rate of such an event. We find that, due to the aforementioned scattering by intruding stars during the settling of a PBH inside of the target, the observational rate is only significant for mass ranges already constrained by microlensing, and we are unable to derive further constraints on the abundance of PBHs.Inom modern astronomi är mörk materia en av dem viktigaste byggstenarna i universum. Även om vi inte kan se mörk materia, tror vi att uppemot 85 \% av all materia består av det. Faktum är att vi behöver denna mängd för att förstå hur stjärnor rör sig runt Galaxen, och hur galaxer formas. Trots dess betydelse för vår nuvarande förståelse inom astronomi har vi inte kunnat identifiera vad mörk materia skulle kunna bestå av. De mest populära teorierna tror att det skulle kunna vara små partiklar, men dessa har ännu inte hittats, ens i våra mest avancerade detektorer. En annan teori för vad mörk materia skulle kunna vara är vad som kallas uråldriga svarta hål (primordial black holes på engelska). På tidigt sjuttiotal kom Steven Hawking på att i dem första sekunderna av universum skulle svarta hål kunna bildas. Vi vet inte om detta faktiskt har skett, men om vi skulle kunna hitta ett sådant svart hål skulle det ge oss insikt i det tidiga universum. Dessutom, om tillräckligt många av dessa svarta hål bildades skulle de förklara all mörk materia i universum. Dessa uråldriga svarta hål skulle vara unika från de vi redan vet existerar, eftersom de nästan skulle kunna ha vilken massa som helst, från några hundratusendelar gram, till miljoner gånger solens massa. Detta skiljer uråldriga svarta hål från de svarta hålen vi vet existerar, och därmed skulle vi kunna urskilja dem i observationer. Även om vi inte kan utesluta dem helt, med noggranna observationer och undersökningar har vi kunnat säga att svarta hål med specifika massor inte finns i tillräckligt stora mängder för att förklara mörk materia. Men, det är fortfarande så att all mörk materia skulle kunna bestå av små svarta hål, där våra observationer inte kan se dem. Dessa svarta hål skulle antingen kunna ha massor liknande asteroider, eller c.a.~tusen till hundra tusen gånger mindre än månen. Eftersom svarta hål är kompakta skulle de minsta av dessa inte vara mycket större än en atom, medan de största skulle vara lika stora som våglängden för synligt ljus. I detta projektet har jag undersökt vad som skulle ske ifall all mörk materia bestod av dessa små uråldriga svarta hål. Specifikt har jag teoretiskt försökt se vad som händer om de skulle kollidera med stjärnor. Eftersom det skulle finnas extremt många av dessa svarta hål, så hade dessa kollisioner vara vanliga. På grund av att svarta hålen är väldigt små, åker de för det mesta bara igenom stjärnan, men genom diverse fysikaliska processer skulle svarta hålen saktats ner av stjärnans täta innehål. Om svarta hålen saktas ner tillräckligt kan de bli gravitationellt bundna till stjärnan, och om de åker igenom stjärnan flertal gånger fastna inuti stjärnan. Om detta sker skulle stjärnan tillslut sväljas upp av svarta hålet. Jag har använt mig av tidigare studier och förbättrat deras teoretiska modeller, samt skapat datorsimuleringar för att se hur ofta ett uråldrigt svart hål fastnar inuti stjärnor och liknande objekt, så som vita dvärgar och neutronstjärnor. Jag har visat att denna processen är mycket mindre effektiv än tidigare trott, bland annat genom att ta hänsyn till att ett svart hål som blir bunden till en stjärna först hamnar långt bort från stjärnan innan de åker igenom igen. Därmed finns det en stor sannolikhet att en annan stjärna kommer tillräckligt nära för att via gravitationell kraft dra bort svarta hålet. Jag har även visat att det är näst intill omöjligt att svarta hålen fastnar i en stjärna som är en medlem i ett binärt stjärnsystem, eftersom gravitationskraften från de två stjärnorna är för våldsam, och det lilla svarta hålet kastas ut. Jag har använt mig av mina resultat för beräkna hur ofta vi skulle kunna se stjärnor bli uppätna av uråldriga svart hål. Fastän detta sällan sker, händer det tillräckligt ofta för neutronstjärnor och vita dvärgar för att vi skulle kunna se det om vi observerar flertal galaxer. Dock gäller detta endast för svarta hål med massor som vi redan kan utesluta genom tidigare observationer