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Structure and dynamics of low-mass star-forming cores
Structure and dynamics of low-mass star-forming cores
Während ihrer ganzen Geschichte hindurch haben helle Sterne im Nachthimmel die Menschheit fasziniert. Für lange Zeit waren astronomische Beobachten auf helle Objekte wie Sterne oder Galaxien, welche bei optischen Wellenlängen sichtbar sind, beschränkt. Seit dem letzten Teil des 20. Jahrhunderts jedoch bieten Radioteleskope die Möglichkeit, ein komplett neues Set an astronomischen Objekten, welche bei optischen Wellenlängen so gut wie keinen Fluss emittieren und somit zuvor unentdeckt waren, zu beobachten. Im Besonderen ermöglichte das die Beobachtung und das Studium des Gases in verschiedenen Phasen des interstellaren Mediums (ISM). Das ISM ist der scheinbar leere Raum zwischen Sternen, welcher tatsächlich Gas in Dichten wesentlich geringer als das beste auf der Erde erzeugte Vakuum (weniger als einige tausend Teilchen pro Kubikzentimeter) beinhaltet. Eine der wichtigsten Entwicklungen war die Fähigkeit, Sternentstehungsgebiete während der Entwicklungsphasen, welche zur Entstehung des optischen Sterns (stellare Emission vorwiegend bei optischen Wellenlängen) führen, zu studieren, was bedeutet, dass wir nun den Entstehungsprozess von Sternen und die verschiedenen beeinflussenden Umgebungsfaktoren erforschen können. Die Erkundung der Sternentstehungsgeschichte ist im Fall von Sternen niedriger Masse wie etwa unserer Sonne von besonderem Interesse, da sie direkt an die Geschichte unseres eigenen Sonnensystems knüpft. Im Fall von Sternen niedriger Masse wird die physikalische und chemische Struktur des Sterns beinahe vollständig von den Eigenschaften dichter Kerne, welche ihre Vorgänger sind, bestimmt. Dichte Kerne wiederum entstehen aus Material höherer Dichte innerhalb der Molekülwolken, welche die dichtesten und kältesten Gebiete im ISM sind. Daher ist das Studium der Sternentstehung inhärent mit dem Studium dichter Kerne und Molekülwolken verbunden. In dieser Arbeit präsentiere ich die Ergebnisse meiner Beobachtungen von dichten Kernen in nahegelegenen Molekülwolken, in denen Sterne entstehen und zeige dabei, wie tiefere Beobachtungen und fortgeschrittenere Analysetechniken neue Einblicke ermöglichen. Ich nutze die Vorteile des NH3 Inversionslinienübergangs, um die Gebiete zu erkunden und das Gas in Relation zu Sternentstehungsprozessen zu erforschen. Das erste Projekt konzentriert sich auf den Einfluss der Molekülwolkenkomponente entlang der Sichtlinie (eng.: “line-of-sight”, kurz “LoS”) in Richtung der dichten Kerne. Da diese Kerne im Durchschnitt eine um eine Größenordnung höhere Dichte haben als die umgebende Wolke, wird die Emission in der LoS vom Kernmaterial dominiert. Die Wolke im Vordergrund und Hintergrund des Kerns tragen jedoch auch zur Gesamtemission bei. Da diese Wolkenkomponente im Vergleich zum typischen Rauschen der Beobachtung schwach ist, wird sie bei Beobachtungen dichter Kerne oft nicht detektiert. Mit der verbesserten Empfindlichkeit bei gestapelten Spektren strebe ich die Quantifizierung des Einflusses auf die Messungen der Kerneigenschaften an, da die Wolkenkomponenten in den Beobachtungen nicht berücksichtigt werden. Im zweiten Teil erkunde ich den übergang zur Kohärenz mithilfe von gestapelten Spektren in der Umgebung dichter Kerne. Frühere Beobachtungen haben gezeigt, dass das Gas in Molekülwolken supersonische Turbulenzen aufweist, was bedeutet, dass die turbulenten Bewegungen der Teilchen größer sind, als was von reinen thermischen Bewegungen erwartet werden kann. Im Gegensatz dazu weist das Material im dichten Kern Turbulenzen kleiner als die thermische Geschwindigkeit auf. Dies impliziert, dass an den Kerngrenzgebieten ein übergang von turbulenten Wolken zu den sogenannten “kohärenten” dichten Kernen stattfinden muss und es wurde in der Tat vor kurzem beobachtet, dass dieser scharf ist. Dieses übergangsgebiet wurde jedoch nicht mit hoher Empfindlichkeit, welche eine Entflechtung der Kern- und Wolkenkomponenten ermöglicht, erforscht. Dies ist essentiell für die Charakterisierung des physikalischen Eigenschaften, die den übergang von turbulentem zu ruhigem Gas begleiten. Für diese zwei Teile präsentiere ich meine Ergebnisse im Bezug auf kohärente Kerne in der Molekülwolke L1688 in Ophiuchus, welche auf Beobachtungen mit einem großen Einzelreflektorteleskop basieren. Zu guter Letzt konzentriere ich mich auf die Strukturen, die im Innern dichter Kerne beobachtet wurden. Aufgrund von Gravitation fallen dichte Kerne in sich zusammen und formen einen “Protostern”, das früheste Stadium eines Sterns, wenn kein starker interner Druck den Kern aufrechterhält. Falls der Kern eine ausreichende Masse hat, die eine weitere Fragmentierung erlaubt, dann gehen während des Kollaps der Entstehung eines Protosterns Strukturen wie “Filamente” und “Kondensationen” voraus. Ein solcher Fall wurde im isolierten, dichten Kern Barnard 5 (B5) in der Perseus Molekülwolke beobachtet. Aktuelle Beobachtungen haben zusätzlich zu einem jungen stellaren Objekt (eng. “young stellar object”, kurz “YSO”) zwei Filamente und drei Kondensationen in B5 offenbart. Voraussagen weisen darauf hin, dass diese Kondensationen mit dem YSO ein gebundenes Vierersystem formen werden. Ich benutze eine Vielkomponentenanalyse mit Beobachtungen hoher Auflösung (ca. 2400 A.U.) in Richtung von B5, um Geschwindigkeitsstrukturen, die mit den zwei Filamenten assoziiert werden, zu betrachten und mögliche Hinweise auf den Einfall von Material in diese hineinzufinden. Die Ergebnisse in dieser Arbeit werden zum Teil von der Auflösung und Empfindlichkeit der verfügbaren Daten begrenzt. Nachfolgende Beobachtungen mit Einzelreflektoren oder Interferometern mit höherer Empfindlichkeit werden dabei helfen, die Verbindungen zwischen Strukturen unterschiedlicher Größenordnungen in Sternentstehungsgebieten zu verstehen. Das wird sicherlich zu unserem Verständnis der Entstehungsgeschichte von Sternen und dem Effekt der Eigenschaften der umliegenden Wolke in diesem Prozess beitragen., The bright stars in the night sky have fascinated mankind throughout human history. For a long time, the astronomical observations were limited to bright objects like the stars and galaxies, which are visible in the optical wavelengths. However, since the later part of the 20th century, advancements in radio telescopes offered the possibility to observe a completely new set of astronomical objects, which emitted little to no flux in the optical wavelengths and were therefore previously undetected. In particular, this made it possible to observe and study the gas in different phases of the interstellar medium (ISM). The ISM is the seemingly empty space between stars which, in fact, contains gas in densities smaller than the best vacuum created on Earth (less than a few thousand particles per cubic centimetre). A key development was the ability to observe the star-forming regions at evolutionary stages leading to the formation of the optical star (stellar emission predominantly at optical wavelengths). This meant that we could now study the process of formation of stars and the different environmental factors that affect it. The exploration of the star formation history is particularly of interest in the case of low-mass stars like our sun due to how directly it connects with the history of our own solar system. In the case of low-mass stars, the physical and chemical structure of the star is almost entirely decided by the dense core properties, which are their progenitors. Dense cores, in turn, are formed from over-densities of material inside molecular clouds, which are the densest and coldest regions in the ISM. Therefore, the study of star formation is inherently linked to the study of dense cores and molecular clouds. In this thesis, I present observational results in my study of dense cores in nearby star-forming molecular clouds, showing how deeper (higher sensitivity) observations and more advanced analysis techniques reveal new insights. I take advantage of NH3 inversion line transitions to explore the regions and probe the gas in relation to the star formation process. The first project focuses on the effect of the molecular cloud component along the line-of-sight (LoS) towards the dense cores. As the cores are, on average, about an order of magnitude higher in density than the surrounding cloud, the emission in the LoS is dominated by the core material. However, the cloud in the foreground and background of the core also contributes to the total emission. Since this cloud component is faint compared to the typical noise of the observations, it is often not detected in observations of dense cores. With improved sensitivities using stacked spectra, I aim to quantify the effects on the measurements of the core properties due to the cloud component not being accounted for in the observations. In the second part, I explore the transition to coherence with the help of stacked spectra in the vicinity of dense cores. Previous observations have revealed that the gas in molecular clouds shows supersonic turbulence, i.e., the turbulent motions of the particles are larger than what is expected from pure thermal motions. In contrast, the dense core material shows turbulence lower than the thermal speed. This implies that a transition from turbulent clouds to the so-called ‘‘coherent’’ dense cores must occur at the core boundaries, and indeed, it was recently observed to be sharp. However, this transition region has not been studied with high sensitivity, which allows for disentanglement of the core and cloud components. This is essential to characterise the physical properties accompanying the transition from turbulent to quiescent gas. For these two parts, I present my findings in relation to the coherent cores in the molecular cloud L1688 in Ophiuchus using observations with a large single-dish telescope. Finally, I focus on the structures observed in the interiors of dense cores. Due to gravity, a dense core collapses onto itself to form a ‘‘protostar’’, the earliest stage of a star, when there is no strong internal pressure to sustain the core. Due to gravity, a dense core collapses onto itself when there is no strong internal pressure to sustain the core, to form a ‘‘protostar’’, the earliest stage of a star. If the core has sufficient mass to allow further fragmentation, then during the collapse, structures like ‘‘filaments’’ and ‘‘condensations’’ precede the formation of the protostar. One such case is observed in the isolated dense core Barnard 5 (B5) in the Perseus molecular cloud complex. Recent observations have revealed two filaments and three condensations in B5 in addition to a young stellar object (YSO). These condensations, along with the YSO, are predicted to form a bound quadruple system. I use multi-component analysis with high-resolution (approx. 2400 au) observations towards B5 to look at velocity structures associated with the two filaments and find possible signs of infall of material onto them. The results presented in this thesis are, in part, limited by the resolution and sensitivities of available data. Follow-up observations with higher sensitivities, using single-dish telescopes and interferometers, will help understand the connections between different-scale structures in star-forming regions. This will certainly add to our knowledge of the formation history of stars and the effect of the properties of the surrounding cloud in the process.
Not available
Choudhury, Spandan
2022
English
Universitätsbibliothek der Ludwig-Maximilians-Universität München
Choudhury, Spandan (2022): Structure and dynamics of low-mass star-forming cores. Dissertation, LMU München: Faculty of Physics
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Abstract

Während ihrer ganzen Geschichte hindurch haben helle Sterne im Nachthimmel die Menschheit fasziniert. Für lange Zeit waren astronomische Beobachten auf helle Objekte wie Sterne oder Galaxien, welche bei optischen Wellenlängen sichtbar sind, beschränkt. Seit dem letzten Teil des 20. Jahrhunderts jedoch bieten Radioteleskope die Möglichkeit, ein komplett neues Set an astronomischen Objekten, welche bei optischen Wellenlängen so gut wie keinen Fluss emittieren und somit zuvor unentdeckt waren, zu beobachten. Im Besonderen ermöglichte das die Beobachtung und das Studium des Gases in verschiedenen Phasen des interstellaren Mediums (ISM). Das ISM ist der scheinbar leere Raum zwischen Sternen, welcher tatsächlich Gas in Dichten wesentlich geringer als das beste auf der Erde erzeugte Vakuum (weniger als einige tausend Teilchen pro Kubikzentimeter) beinhaltet. Eine der wichtigsten Entwicklungen war die Fähigkeit, Sternentstehungsgebiete während der Entwicklungsphasen, welche zur Entstehung des optischen Sterns (stellare Emission vorwiegend bei optischen Wellenlängen) führen, zu studieren, was bedeutet, dass wir nun den Entstehungsprozess von Sternen und die verschiedenen beeinflussenden Umgebungsfaktoren erforschen können. Die Erkundung der Sternentstehungsgeschichte ist im Fall von Sternen niedriger Masse wie etwa unserer Sonne von besonderem Interesse, da sie direkt an die Geschichte unseres eigenen Sonnensystems knüpft. Im Fall von Sternen niedriger Masse wird die physikalische und chemische Struktur des Sterns beinahe vollständig von den Eigenschaften dichter Kerne, welche ihre Vorgänger sind, bestimmt. Dichte Kerne wiederum entstehen aus Material höherer Dichte innerhalb der Molekülwolken, welche die dichtesten und kältesten Gebiete im ISM sind. Daher ist das Studium der Sternentstehung inhärent mit dem Studium dichter Kerne und Molekülwolken verbunden. In dieser Arbeit präsentiere ich die Ergebnisse meiner Beobachtungen von dichten Kernen in nahegelegenen Molekülwolken, in denen Sterne entstehen und zeige dabei, wie tiefere Beobachtungen und fortgeschrittenere Analysetechniken neue Einblicke ermöglichen. Ich nutze die Vorteile des NH3 Inversionslinienübergangs, um die Gebiete zu erkunden und das Gas in Relation zu Sternentstehungsprozessen zu erforschen. Das erste Projekt konzentriert sich auf den Einfluss der Molekülwolkenkomponente entlang der Sichtlinie (eng.: “line-of-sight”, kurz “LoS”) in Richtung der dichten Kerne. Da diese Kerne im Durchschnitt eine um eine Größenordnung höhere Dichte haben als die umgebende Wolke, wird die Emission in der LoS vom Kernmaterial dominiert. Die Wolke im Vordergrund und Hintergrund des Kerns tragen jedoch auch zur Gesamtemission bei. Da diese Wolkenkomponente im Vergleich zum typischen Rauschen der Beobachtung schwach ist, wird sie bei Beobachtungen dichter Kerne oft nicht detektiert. Mit der verbesserten Empfindlichkeit bei gestapelten Spektren strebe ich die Quantifizierung des Einflusses auf die Messungen der Kerneigenschaften an, da die Wolkenkomponenten in den Beobachtungen nicht berücksichtigt werden. Im zweiten Teil erkunde ich den übergang zur Kohärenz mithilfe von gestapelten Spektren in der Umgebung dichter Kerne. Frühere Beobachtungen haben gezeigt, dass das Gas in Molekülwolken supersonische Turbulenzen aufweist, was bedeutet, dass die turbulenten Bewegungen der Teilchen größer sind, als was von reinen thermischen Bewegungen erwartet werden kann. Im Gegensatz dazu weist das Material im dichten Kern Turbulenzen kleiner als die thermische Geschwindigkeit auf. Dies impliziert, dass an den Kerngrenzgebieten ein übergang von turbulenten Wolken zu den sogenannten “kohärenten” dichten Kernen stattfinden muss und es wurde in der Tat vor kurzem beobachtet, dass dieser scharf ist. Dieses übergangsgebiet wurde jedoch nicht mit hoher Empfindlichkeit, welche eine Entflechtung der Kern- und Wolkenkomponenten ermöglicht, erforscht. Dies ist essentiell für die Charakterisierung des physikalischen Eigenschaften, die den übergang von turbulentem zu ruhigem Gas begleiten. Für diese zwei Teile präsentiere ich meine Ergebnisse im Bezug auf kohärente Kerne in der Molekülwolke L1688 in Ophiuchus, welche auf Beobachtungen mit einem großen Einzelreflektorteleskop basieren. Zu guter Letzt konzentriere ich mich auf die Strukturen, die im Innern dichter Kerne beobachtet wurden. Aufgrund von Gravitation fallen dichte Kerne in sich zusammen und formen einen “Protostern”, das früheste Stadium eines Sterns, wenn kein starker interner Druck den Kern aufrechterhält. Falls der Kern eine ausreichende Masse hat, die eine weitere Fragmentierung erlaubt, dann gehen während des Kollaps der Entstehung eines Protosterns Strukturen wie “Filamente” und “Kondensationen” voraus. Ein solcher Fall wurde im isolierten, dichten Kern Barnard 5 (B5) in der Perseus Molekülwolke beobachtet. Aktuelle Beobachtungen haben zusätzlich zu einem jungen stellaren Objekt (eng. “young stellar object”, kurz “YSO”) zwei Filamente und drei Kondensationen in B5 offenbart. Voraussagen weisen darauf hin, dass diese Kondensationen mit dem YSO ein gebundenes Vierersystem formen werden. Ich benutze eine Vielkomponentenanalyse mit Beobachtungen hoher Auflösung (ca. 2400 A.U.) in Richtung von B5, um Geschwindigkeitsstrukturen, die mit den zwei Filamenten assoziiert werden, zu betrachten und mögliche Hinweise auf den Einfall von Material in diese hineinzufinden. Die Ergebnisse in dieser Arbeit werden zum Teil von der Auflösung und Empfindlichkeit der verfügbaren Daten begrenzt. Nachfolgende Beobachtungen mit Einzelreflektoren oder Interferometern mit höherer Empfindlichkeit werden dabei helfen, die Verbindungen zwischen Strukturen unterschiedlicher Größenordnungen in Sternentstehungsgebieten zu verstehen. Das wird sicherlich zu unserem Verständnis der Entstehungsgeschichte von Sternen und dem Effekt der Eigenschaften der umliegenden Wolke in diesem Prozess beitragen.

Abstract

The bright stars in the night sky have fascinated mankind throughout human history. For a long time, the astronomical observations were limited to bright objects like the stars and galaxies, which are visible in the optical wavelengths. However, since the later part of the 20th century, advancements in radio telescopes offered the possibility to observe a completely new set of astronomical objects, which emitted little to no flux in the optical wavelengths and were therefore previously undetected. In particular, this made it possible to observe and study the gas in different phases of the interstellar medium (ISM). The ISM is the seemingly empty space between stars which, in fact, contains gas in densities smaller than the best vacuum created on Earth (less than a few thousand particles per cubic centimetre). A key development was the ability to observe the star-forming regions at evolutionary stages leading to the formation of the optical star (stellar emission predominantly at optical wavelengths). This meant that we could now study the process of formation of stars and the different environmental factors that affect it. The exploration of the star formation history is particularly of interest in the case of low-mass stars like our sun due to how directly it connects with the history of our own solar system. In the case of low-mass stars, the physical and chemical structure of the star is almost entirely decided by the dense core properties, which are their progenitors. Dense cores, in turn, are formed from over-densities of material inside molecular clouds, which are the densest and coldest regions in the ISM. Therefore, the study of star formation is inherently linked to the study of dense cores and molecular clouds. In this thesis, I present observational results in my study of dense cores in nearby star-forming molecular clouds, showing how deeper (higher sensitivity) observations and more advanced analysis techniques reveal new insights. I take advantage of NH3 inversion line transitions to explore the regions and probe the gas in relation to the star formation process. The first project focuses on the effect of the molecular cloud component along the line-of-sight (LoS) towards the dense cores. As the cores are, on average, about an order of magnitude higher in density than the surrounding cloud, the emission in the LoS is dominated by the core material. However, the cloud in the foreground and background of the core also contributes to the total emission. Since this cloud component is faint compared to the typical noise of the observations, it is often not detected in observations of dense cores. With improved sensitivities using stacked spectra, I aim to quantify the effects on the measurements of the core properties due to the cloud component not being accounted for in the observations. In the second part, I explore the transition to coherence with the help of stacked spectra in the vicinity of dense cores. Previous observations have revealed that the gas in molecular clouds shows supersonic turbulence, i.e., the turbulent motions of the particles are larger than what is expected from pure thermal motions. In contrast, the dense core material shows turbulence lower than the thermal speed. This implies that a transition from turbulent clouds to the so-called ‘‘coherent’’ dense cores must occur at the core boundaries, and indeed, it was recently observed to be sharp. However, this transition region has not been studied with high sensitivity, which allows for disentanglement of the core and cloud components. This is essential to characterise the physical properties accompanying the transition from turbulent to quiescent gas. For these two parts, I present my findings in relation to the coherent cores in the molecular cloud L1688 in Ophiuchus using observations with a large single-dish telescope. Finally, I focus on the structures observed in the interiors of dense cores. Due to gravity, a dense core collapses onto itself to form a ‘‘protostar’’, the earliest stage of a star, when there is no strong internal pressure to sustain the core. Due to gravity, a dense core collapses onto itself when there is no strong internal pressure to sustain the core, to form a ‘‘protostar’’, the earliest stage of a star. If the core has sufficient mass to allow further fragmentation, then during the collapse, structures like ‘‘filaments’’ and ‘‘condensations’’ precede the formation of the protostar. One such case is observed in the isolated dense core Barnard 5 (B5) in the Perseus molecular cloud complex. Recent observations have revealed two filaments and three condensations in B5 in addition to a young stellar object (YSO). These condensations, along with the YSO, are predicted to form a bound quadruple system. I use multi-component analysis with high-resolution (approx. 2400 au) observations towards B5 to look at velocity structures associated with the two filaments and find possible signs of infall of material onto them. The results presented in this thesis are, in part, limited by the resolution and sensitivities of available data. Follow-up observations with higher sensitivities, using single-dish telescopes and interferometers, will help understand the connections between different-scale structures in star-forming regions. This will certainly add to our knowledge of the formation history of stars and the effect of the properties of the surrounding cloud in the process.