Universität zu Köln

Physical and Chemical Properties of Molecular Gas in Star Forming Regions

Emprechtinger, Martin (2009) Physical and Chemical Properties of Molecular Gas in Star Forming Regions. PhD thesis, Universität zu Köln.

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    Abstract

    In this thesis I study the physical and chemical properties of molecular gas in star forming regions. This work takes advantage of the newly developed CONDOR receiver, which allows spectrally resolved observations of emission lines at frequencies of about 1.4 THz. Thus the thesis contains observational data obtained with CONDOR as well as observations motivated by the science one can do with receivers at terahertz frequencies are largely included. In the massive star forming region NGC 2024, seven emission lines of 12CO and 13CO have been observed, including 12CO J=13-12 (f=1.497 THz) observations with CONDOR. These high-J CO data reveal a thin layer of hot (~300 K) and dense (~10e6 cm-3) molecular gas, which has not been detected with any other tracer before. This newly discovered component is located at the interface between an HII region and the molecular cloud. Furthermore, the narrow line width indicates that this layer is heated by radiation rather than by shocks. On the background of well established physical scenarios, such as the ''Blister Model'' and the PDR scenario, I developed a model of NGC 2024, using radiative transfer computations. This model explains both, the spatial distribution of density and temperature along the line of sight and the velocity structure of the source. The complex profiles of the observed 12CO and 13CO lines, which include emission by multiple velocity components as well as self-absorption by foreground material, are reproduced by this model remarkably well. Furthermore, the integrated intensities of five additional lines (J=14 to J=19) can also be explained. My study of low mass protostars was motivated by the H2D+ line observable with CONDOR, and shows the variation of chemical abundances along the star forming process. Next to its cosmological importance, deuterium plays also a significant role in the chemistry in the early phases of star formation. In such objects extremely high abundances of deuterated molecules have been measured. These abundances are mainly determined by the freeze out of CO onto dust grains, and the implication of the lowered CO abundance on gas phase chemistry. A consequence of the freeze out of CO at temperatures below 20 K, is that N2H+ is very abundant in the inner parts of prestellar cores, except for some possible depletion of N$_2$H$^+$ itself in the coldest spots. In objects, which harbor already a protostar, the CO depleted zone forms a shell around the warm core. The more evolved such an embedded protostar is, i.e., the more it heats up the surrounding material, the smaller gets the CO depleted shell. The lack of CO in the gas phase leads not only to an enhanced abundance of N2H+, but also deuterium bearing molecules, such as H2D+, N2D+ and NH2D, are formed in a significant amount. As I will show in this work, the abundance of these deuterated species, and especially the abundance ratio of the deuterated to the non-deuterated form of molecule can be used as a tracer for the evolutionary stage of young protostellar cores. A high N2D+/N2H+ ratio (>0.15) indicates, that in such a core the collapse, which forms a star, has just begun. This ratio decreases as the protostar evolves further. I conducted follow up observations of NH2D and NH3 in the same objects. These observations give a similar trend for the NH2D/NH3 ration. However, other ratios, e.g., DCO+/HCO+ do not show such an enhancement, and stay at a level of a few percent throughout the protostellar evolution. The differences in the deuterium fractionation during the stellar evolution help us to understand the physical and chemical processes taking place. The lines, now observable at high spectral resolution with CONDOR, provide new possibilities to study the physical processes in the interstellar medium. The observations of highly excited CO enable us for the first time to investigate the hot, molecular gas in the ISM specifically. Therefore the temperature and density of this material can be determined with much higher accuracy than previously. In addition, the shapes of the high-J CO lines draw conclusions on the heating mechanisms of the gas. H2D+ observations give us insights into the physics of the extremely cold part of the ISM, where standard tracers, like CO, are frozen out onto dust grains. As I will show in this work, observation at THz frequencies allow us to study the ISM under extreme physical conditions, which have been very difficult to investigate so far.

    Item Type: Thesis (PhD thesis)
    Translated abstract:
    AbstractLanguage
    In dieser Dissertation untersuche ich die physikalischen und chemischen Eigenschaften von molekularem Gas in Sternentstehungsregionen. Dabei mache ich mir den neu entwickelten CONDOR Empfänger zu nutzen, welcher spektral hochaufgelöste Beobachtungen bei Frequenzen von ca. 1.4 THz ermöglicht. Daher sind viele der im Rahmen dieser Arbeit getätigten Beobachtungen entweder mit CONDOR durchgeführt worden, oder durch die Wissenschaft, welche durch einen Terahertz Empfänger ermöglicht wird, motiviert. In der massiven Sternentstehungsregion NGC 2024 wurden sieben 12CO und 13CO Emissionslinien, darunter auch 12CO J=13-12 (f=1.497 THz) Beobachtungen mit CONDOR, gemessen. Mit Hilfe dieser CO~13-12 Spektren ließ sich eine schmale Schicht von heißem (~300 K) und dichtem (~10e6 cm-3) molekularen Gas, welche sich zwischen der HII Region und der Molekülwolke befindet, erstmals nachweisen. Zusätzlich weist die geringe Breite dieser CO Linie darauf hin, dass diese heiße Schicht durch UV-Strahlung und nicht durch Schocks geheizt wird. Auf der Basis von physikalischen Szenarien, wie dem sogenannten "Blister Model" und dem PDR Szenarium, konnte ich mit Hilfe von Strahlungstransportrechnungen ein Model von NGC 2024 erstellen. Dieses Model erklärt sowohl die räumlich Dichte- und Temperaturverteilung entlang des Sehstrahles, als auch die kinematische Struktur der Quelle. Die komplizierten Linienprofile der beobachteten 12CO und 13CO Linien, welche sowohl Emission von verschiedenen Geschwindigkeitskomponenten als auch Selbstabsorption durch Vordergrundmaterial beinhalten, können mit diesem Model erklärt werden. Darüber hinaus, werden auch die integrierten Intensitäten von fünf weiteren, nicht geschwindigkeitsaufgelöst beobachteten Linien (J=14 bis J=19) richtig wiedergegeben. Die Untersuchung der chemischen Zusammensetzung von massearmen Protosternen ist durch eine mit CONDOR beobachtbare H2D+ Linie motiviert. Neben seiner kosmologischen Relevanz spielt Deuterium auch in der Chemie in frühen Phasen der Sternentstehung eine entscheidende Rolle, wo extrem hohe Häufigkeiten von deuterierten Molekülen nachgewiesen wurden. Ziel der im Rahmen dieser Arbeit durchgeführten Untersuchungen war es die Veränderung die chemischen Häufigkeiten während der Sternentstehung zu charakterisieren. Die chemische Zusammensetzung des Gases wird in erster Linie durch das Ausfrieren von CO auf Staubkörner sowie durch die Auswirkungen des Fehlens von CO auf die Gasphasenchemie bestimmt. Eine Konsequenz des Ausfrierens von CO unterhalb einer Temperatur von 20 K ist, dass, wie auch in dieser Arbeit gezeigt wird, N2H+ im Zentrum von prästellaren Kernen sehr häufig vorkommt. In Objekten, welche bereits einen Protostern beherbergen, befindet sich das Gas mit verminderter CO Häufigkeit in einer Schale um einen durch das Zentralobjekt bereits erwärmten Kern. Je weiter der Protostern entwickelt ist, d.h. je mehr dieser das ihn umgebende Material erwärmt, desto kleiner wird diese CO-arme Region. Eine verminderte Häufigkeit von CO führt jedoch nicht nur zu einer erhöhten Konzentration von N2H+, sondern auch zu einem größeren Vorkommen von deuteriumhaltigen Molekülen, wie H2D+, N2D+ und NH2D. In dieser Arbeit zeige ich, dass die Häufigkeit dieser deuterierten Moleküle, und vor allem das Häufigkeitsverhältnis von deuterierter zu nicht deuterierter Form, als Indikator für das Entwicklungsstadium eines jungen Protosterns verwendet werden kann. So stellte sich heraus, dass ein hohes N2D+/N2H+ Verhältnis anzeigt, dass in diesem Objekt der Kollaps, welcher zur Entstehung eines Sternes führt, eben erst begonnen hat. Im Zuge der weitern Entwicklung des Protosternes sinkt dieses Verhältnis. Von mir durchgeführte Beobachtungen von NH2D und NH3 führen zu einem ähnlichen Resultat für das NH2D/NH3 Verhältnis. Beim DCO+/HCO+ Verhältnis kann jedoch keine solche Erhöhung festgestellt werden. Der Wert dieses Verhältnisses bleibt während der gesamten Sternentstehung in der Größenordnung von einigen Prozent. Diese neuerdings mit CONDOR spektral hochaufgelöst beobachtbaren Linien bieten völlig neue Möglichkeit die physikalischen Vorgänge im interstellaren Medium zu untersuchen. Die Beobachtungen von hochangeregtem CO erlauben erstmals das heiße, molekular Gas gezielt zu beobachten und dadurch die Dichte und die Temperatur desselben viel genauer als bisher festzulegen. Die Profile dieser CO Linien lassen auch Rückschlüsse auf den Heizmechanismus dieses Materials zu. H2D+ Beobachtungen gewähren dagegen einen Einblick in die Physik der extrem kalten Teile des ISM, in welchen die Standardtracer, wie CO, auf Staub ausgefroren sind. Neue Empfängern im Terahertzbereich ermöglichen also, wie ich im folgenden in dieser Arbeit zeigen werde, das ISM unter extremen physikalischen Bedingungen zu untersuchen, was bisher nur sehr schwer möglich war.German
    Creators:
    CreatorsEmail
    Emprechtinger, Martinemprecht@ph1.uni-koeln.de
    URN: urn:nbn:de:hbz:38-26055
    Subjects: Physics
    Uncontrolled Keywords:
    KeywordsLanguage
    Physik, Astrophysik, SternentstehungGerman
    physics, astrophysics, star-formationEnglish
    Faculty: Mathematisch-Naturwissenschaftliche Fakultät
    Divisions: Mathematisch-Naturwissenschaftliche Fakultät > I. Physikalisches Institut
    Language: English
    Date: 2009
    Date Type: Completion
    Date of oral exam: 08 January 2009
    Full Text Status: Public
    Date Deposited: 18 Feb 2009 09:05:07
    Referee
    NameAcademic Title
    Stutzki, JürgenProf. Dr.
    URI: http://kups.ub.uni-koeln.de/id/eprint/2605

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