ましょう、T、およびxはiは水素の数密度、ガスの温度であり、およびnは、I / Nここで、N iは数密度であるI星間媒質の番目の成分。我々は、次にように熱平衡のための条件を記述することができ
、N 2 Λ (N 、T 、X I)- N Γ (N 、T 、X I)≡ N 2 L = 0nTxini/nnii
n2Λ(n,T,xi)−nΓ(n,T,xi)≡n2L=0
ここで、
と
Γはそれぞれ加熱関数と冷却関数であり、
Lはこれらの関数と
nによって定義されます。平衡が不安定な場合、
(∂ LΛΓLn
エントロピー
S。これにより、
等容性および
等圧性不安定性と呼ばれるさまざまな不安定性条件が生じます(
Field(1965)、
Eq 4a、4b)。これらは、ガスの温度、圧力、および密度から決定できます(また、ガスを理想的なガスとして近似できると仮定します)。
(∂L∂S)<0
SEq 4a,4b
ΛΓ
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∼10,000 KlogP/logn
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実際には、2フェーズモデルは単純化しすぎており、ISMにはより明確なコンポーネントがあります。ただし、等圧/等圧不安定性は、雲が安定平衡で存在できる範囲を制限し、関連する温度範囲でのガスの不足を説明します。
等圧および等張という用語について詳しく説明します。熱力学では、いくつかの熱力学変数が特定の状況で一定のままであると仮定すると便利な場合があります。等温プロセスは一定の温度で発生します。同様に、等圧プロセスは一定の圧力で発生し、定容プロセスは一定の体積で発生します。
(∂L∂T)ρ<0(Isochoric)
(∂L∂T)p=(∂L∂T)ρ−ρ0T0(∂L∂ρ)T<0(Isobaric)
(∂L∂A)B
LAB