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Fragmentation in interstellar filaments
Fragmentation in interstellar filaments
Interstellare Filamente sind ein wesentlicher Schritt der Sternentstehung. In den letzten Jahren haben Beobachtungen die analytischen und numerischen Studien aus mehreren Jahrzehnten bewiesen, die gezeigt haben, dass Molekülwolken im interstellaren Medium hochgradig filamentär und Entstehungsorte massearmer Sterne sind. Es gibt jedoch noch viele ungelöste Fragen im Zusammenhang mit den physikalischen Bedingungen in Filamenten und dem genauen Prozess, wie das Gas in einzelne Sternentstehungskerne fragmentiert. Die vorliegende Arbeit trägt zum Verständnis dieser Kernbildung bei. Viele physikalische Prozesse beeinflussen und prägen die Entstehung der Geburtsorte von zukünftigen Sternen. In mehreren Studien untersuchen wir Modelle idealisierter Filamente unter verschiedenen Bedingungen mittels numerischer Simulationen mit dem adaptive-mesh-refinement code RAMSES. Wir wenden das theoretische Modell der Fragmentierung durch schlichte Gravitationskräfte auf Beobachtungsdaten der L1517-Region des Taurus Sternentstehungsgebietes an, in der auch ein konsistentes Muster in der Geschwindigkeit gemessen wurde. Wir können nicht nur die beobachteten Messwerte der Dichte und der Geschwindigkeit in der Sichtlinie zu einem hinreichendem Maße reproduzieren, sondern darüber hinaus zeigen, dass das Abgleichen von Beobachtungsgrößen es uns ermöglicht, die Inklination der Filamente und den Umgebungsdruck des umgebenden Mediums zu bestimmen. Darüber hinaus verwenden wir das Modell der Gravitationsfragmentierung zur Vorhersage der beobachteten Morphologie der Dichtestruktur von Kernen. Die beobachtete Form eines Kernes hängt direkt von der Linienmasse eines Filamentes ab und kann von Beobachtern verwendet werden, um Filamente mit niedriger von Filamenten mit hoher Linienmasse zu unterscheiden. Die entsprechenden Zeitskalen auf denen Kerne anwachsen, legen ebenfalls nahe, dass nur eine einzige Form zu jedem Zeitpunkt dominieren sollte. Außerdem demonstrieren wir die Relevanz der Akkretion, die von dem Gravitationspotential des Filamentes verursacht wird. Die Akkretion ist in der Lage durchgehend turbulente Bewegungen in Filamenten anzutreiben und dies in einem Ausmaß, das mit Beobachtungen übereinstimmt. Ohne einem Treiber der Turbulenz würde diese auf kurzen Zeitskalen dissipieren. Unsere Ergebnisse zeigen, dass die Dissipation der Turbulenz in Filamenten mit seiner radialen Entwicklung zusammenhängt. Wir analysieren die Eigenschaften der erzeugten Turbulenz und untersuchen ihre Bedeutung für das hydrostatische Gleichgewicht. Obwohl die Turbulenz sich auf die radiale Entwicklung des Filamentes auswirkt, erhöht es nicht seine Stabilität, wie so häufig angenommen. Kleinskalige Filamentsimulationen sind wichtig für die Beurteilung der Auswirkungen einzelner physikalischer Prozesse. Diese Arbeit befasst sich mit einigen entscheidenden Bestandteilen der Kernbildung. Es bleiben jedoch viele unerforschte Voraussetzungen, z.B. die kombinierte Wirkung von Magnetfeldern und Turbulenz oder der gravitative Kollaps entlang der Hauptachse des Filamentes, die von zukünftige Studien ergründet werden müssen., Interstellar filaments are a crucial step in the star formation process. In the last few years, observations have proven decades' worth of analytic and numerical studies which have shown that molecular clouds in the interstellar medium are highly filamentary and that these filaments host low mass star formation. However, there are still many unresolved questions with regard to the physical conditions inside filaments and the mechanism involved in how exactly the gas fragments into individual cores. The thesis at hand contributes to the understanding of core formation. Many physical processes influence and shape the creation of the birth-sites of future stars. In a series of studies we explore models of idealised filaments under different conditions by means of numerical simulations using the adaptive mesh refinement code RAMSES. We apply the theoretical model of pure gravitational fragmentation to observational data of the L1517 region in Taurus where a consistent velocity structure was measured. Not only are we able to reproduce the observed density and line-of-sight velocity to a reasonable degree, but we can furthermore show that the method of matching observables allows us to determine the inclinations of filaments and the ambient pressure in the surrounding medium. In addition, we use the model of gravitational fragmentation to predict the observed morphology of the density structure of cores. The measured form of a core is directly dependent on the line-mass of the filament and can be used by observers to distinguish low line-mass from high line-mass filaments. The timescales involved in the growth of cores also suggest that only one single morphology should be dominant at any given time. Furthermore, we demonstrate the importance of accretion triggered by the gravitational potential of a filament itself. Accretion is able to continuously drive turbulent motions in filaments at a level which is in agreement with observations. Without a driving mechanism, turbulence would dissipate on short timescales. Our results show that the dissipation of turbulence in filaments is connected to its radial evolution. We analyse the properties of the turbulence created and evaluate its importance for the hydrostatic equilibrium. While turbulence does have an effect on the radial evolution of the filament, it does not increase its stability as is often assumed. Small scale filament simulations are important for the evaluation of the impact of individual physical processes. This thesis addresses some crucial elements of core formation. However, many unexplored factors remain such as the combined effect of magnetic fields and turbulence or the gravitational collapse along the major axis, and future studies will need to address these.
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Heigl, Stefan
2019
English
Universitätsbibliothek der Ludwig-Maximilians-Universität München
Heigl, Stefan (2019): Fragmentation in interstellar filaments. Dissertation, LMU München: Faculty of Physics
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Abstract

Interstellare Filamente sind ein wesentlicher Schritt der Sternentstehung. In den letzten Jahren haben Beobachtungen die analytischen und numerischen Studien aus mehreren Jahrzehnten bewiesen, die gezeigt haben, dass Molekülwolken im interstellaren Medium hochgradig filamentär und Entstehungsorte massearmer Sterne sind. Es gibt jedoch noch viele ungelöste Fragen im Zusammenhang mit den physikalischen Bedingungen in Filamenten und dem genauen Prozess, wie das Gas in einzelne Sternentstehungskerne fragmentiert. Die vorliegende Arbeit trägt zum Verständnis dieser Kernbildung bei. Viele physikalische Prozesse beeinflussen und prägen die Entstehung der Geburtsorte von zukünftigen Sternen. In mehreren Studien untersuchen wir Modelle idealisierter Filamente unter verschiedenen Bedingungen mittels numerischer Simulationen mit dem adaptive-mesh-refinement code RAMSES. Wir wenden das theoretische Modell der Fragmentierung durch schlichte Gravitationskräfte auf Beobachtungsdaten der L1517-Region des Taurus Sternentstehungsgebietes an, in der auch ein konsistentes Muster in der Geschwindigkeit gemessen wurde. Wir können nicht nur die beobachteten Messwerte der Dichte und der Geschwindigkeit in der Sichtlinie zu einem hinreichendem Maße reproduzieren, sondern darüber hinaus zeigen, dass das Abgleichen von Beobachtungsgrößen es uns ermöglicht, die Inklination der Filamente und den Umgebungsdruck des umgebenden Mediums zu bestimmen. Darüber hinaus verwenden wir das Modell der Gravitationsfragmentierung zur Vorhersage der beobachteten Morphologie der Dichtestruktur von Kernen. Die beobachtete Form eines Kernes hängt direkt von der Linienmasse eines Filamentes ab und kann von Beobachtern verwendet werden, um Filamente mit niedriger von Filamenten mit hoher Linienmasse zu unterscheiden. Die entsprechenden Zeitskalen auf denen Kerne anwachsen, legen ebenfalls nahe, dass nur eine einzige Form zu jedem Zeitpunkt dominieren sollte. Außerdem demonstrieren wir die Relevanz der Akkretion, die von dem Gravitationspotential des Filamentes verursacht wird. Die Akkretion ist in der Lage durchgehend turbulente Bewegungen in Filamenten anzutreiben und dies in einem Ausmaß, das mit Beobachtungen übereinstimmt. Ohne einem Treiber der Turbulenz würde diese auf kurzen Zeitskalen dissipieren. Unsere Ergebnisse zeigen, dass die Dissipation der Turbulenz in Filamenten mit seiner radialen Entwicklung zusammenhängt. Wir analysieren die Eigenschaften der erzeugten Turbulenz und untersuchen ihre Bedeutung für das hydrostatische Gleichgewicht. Obwohl die Turbulenz sich auf die radiale Entwicklung des Filamentes auswirkt, erhöht es nicht seine Stabilität, wie so häufig angenommen. Kleinskalige Filamentsimulationen sind wichtig für die Beurteilung der Auswirkungen einzelner physikalischer Prozesse. Diese Arbeit befasst sich mit einigen entscheidenden Bestandteilen der Kernbildung. Es bleiben jedoch viele unerforschte Voraussetzungen, z.B. die kombinierte Wirkung von Magnetfeldern und Turbulenz oder der gravitative Kollaps entlang der Hauptachse des Filamentes, die von zukünftige Studien ergründet werden müssen.

Abstract

Interstellar filaments are a crucial step in the star formation process. In the last few years, observations have proven decades' worth of analytic and numerical studies which have shown that molecular clouds in the interstellar medium are highly filamentary and that these filaments host low mass star formation. However, there are still many unresolved questions with regard to the physical conditions inside filaments and the mechanism involved in how exactly the gas fragments into individual cores. The thesis at hand contributes to the understanding of core formation. Many physical processes influence and shape the creation of the birth-sites of future stars. In a series of studies we explore models of idealised filaments under different conditions by means of numerical simulations using the adaptive mesh refinement code RAMSES. We apply the theoretical model of pure gravitational fragmentation to observational data of the L1517 region in Taurus where a consistent velocity structure was measured. Not only are we able to reproduce the observed density and line-of-sight velocity to a reasonable degree, but we can furthermore show that the method of matching observables allows us to determine the inclinations of filaments and the ambient pressure in the surrounding medium. In addition, we use the model of gravitational fragmentation to predict the observed morphology of the density structure of cores. The measured form of a core is directly dependent on the line-mass of the filament and can be used by observers to distinguish low line-mass from high line-mass filaments. The timescales involved in the growth of cores also suggest that only one single morphology should be dominant at any given time. Furthermore, we demonstrate the importance of accretion triggered by the gravitational potential of a filament itself. Accretion is able to continuously drive turbulent motions in filaments at a level which is in agreement with observations. Without a driving mechanism, turbulence would dissipate on short timescales. Our results show that the dissipation of turbulence in filaments is connected to its radial evolution. We analyse the properties of the turbulence created and evaluate its importance for the hydrostatic equilibrium. While turbulence does have an effect on the radial evolution of the filament, it does not increase its stability as is often assumed. Small scale filament simulations are important for the evaluation of the impact of individual physical processes. This thesis addresses some crucial elements of core formation. However, many unexplored factors remain such as the combined effect of magnetic fields and turbulence or the gravitational collapse along the major axis, and future studies will need to address these.