Universität zu Köln

Molecular cloud structure in the star-forming region W43

Carlhoff, Philipp Christoph (2013) Molecular cloud structure in the star-forming region W43. PhD thesis, Universität zu Köln.

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    Abstract

    In the struggle toward an understanding of the process of star formation it is one of the most important tasks to study the initial properties of the cold and dense interstellar medium. Stars are known to form in dense molecular clouds, but it is not yet fully understood how they from from the neutral gas that permeates the Galaxy. Therefore, it is crucial to fully understand the creation process of molecular clouds. Colliding flows are a possible explanation for this process. This class of models considers streams of warm, diffuse, and atomic hydrogen gas that stream into each other. Fluctuations of the gas at the collision area create regions of higher density and lower temperature, where molecules can form. W43 is one of the largest molecular cloud complexes in the Milky Way with a total gas mass of several million Solar masses. Prior investigations have identified it as one of the largest and most luminous star-forming regions in the Galaxy. This is most probably due to its exceptional position, which is assumed to be at the junction point of the Galactic spiral arms and the bar. At this location, gas is piled up, because the elliptical orbits in the bar and the circular orbits in the spiral arms interfere. Therefore, W43 poses an excellent laboratory to study the formation of molecular clouds. This thesis aims at characterizing the W43 star-forming region. The distribution of molecular clouds, their velocity structure, and physical properties are analyzed and the origin of a single filament is studied in detail. The first part of this work describes the project W43 HERO (W43 Hera/EmiR Observations) that has been initiated to observe the large scale distribution of 13CO (2-1) and C18O (2-1) in the W43 complex with the IRAM 30m telescope. These molecular emission lines provide information of the medium dense molecular gas (~10^3 cm^-3) in the complex. While 13CO (2-1) traces the more diffuse, widespread gas in the clouds, C18O (2-1) is used to depict the denser central clumps of the clouds. We analyze the velocity structure of our data and align our findings with velocity models of the spiral arms in the Galaxy. We thus confirm the position of W43 near the tangential point in the Scutum arm, which is situated near the tip of the elongated bar. This point has a distance of 6 kpc from the Sun. We then derive the optical depth, the excitation temperature, and the H2 column density of the gas from our observations. The total mass of medium dense molecular clouds in the W43 complex is found to be 1.9x10^6 Solar masses. An estimation of the shear parameter of the cloud complex provides the insight that it is massive enough to withstand the shear forces generated by the motions of gas streams in the Galaxy. Mass estimations are in agreement with those taken from Herschel dust emission maps. Plots of the probability distribution functions of the H2 column density, derived from Herschel and the IRAM 30m data, are created. Both show a log-normal distribution on lower masses and power-law deviation on the high-mass end of the function. This is commonly associated with the influence of star formation. The slope of the CO power-law tail is less steep than that derived from dust emission. We could have found an efficient tool, that only traces the gas that collapses into a protostar. In the second part of this thesis we pick one single filament in the W43 complex and analyze it in detail. Additional observations have been carried out to complement the IRAM 30m dataset. In particular, there are observations of CO (6-5) from the APEX telescope, [C II] from the Herschel satellite, [C I], observed with NANTEN2, and the CARMA observations of HCN (1-0), HCO+ (1-0), and N2H+ (1-0). We use the radiative transfer code RADEX to estimate the temperature and density of the molecular gas. The best solution is a kinetic temperature around 30 K and a density of ~10^4 cm^-3. We then study the origin of the ionized carbon which we have observed with Herschel. This species is often discussed in the framework of static photon-dominated regions (PDRs). The physical conditions are studied with the program KOSMA-tau, which yields a very high UV-field, necessary for the creation of the observed data. A comparison with typical UV-tracers results in the insight that this radiation strength is unrealistically high. Thus, the creation of C+ by a PDR is implausible and a different mechanism has to be the origin. We find it more likely that the [C II] emission traces the transition zone between the initial atomic gas and the molecular cloud which forms from it. We would thus witness the dynamic formation of a young molecular filament. We conclude that W43 is indeed one of the most massive and important molecular cloud complexes in the Galaxy and that colliding flows are a possible explanation for its formation.

    Item Type: Thesis (PhD thesis)
    Translated abstract:
    AbstractLanguage
    Den Ausgangszustand des kalten, dichten interstellaren Mediums zu verstehen ist einer der wichtigsten Aspekte, um den Prozess der Sternentstehung zu erklären. Es ist bekannt, dass Sterne in dichten Molekülwolken entstehen, es ist jedoch noch nicht vollständig verstanden, wie diese aus dem neutralen Gas, das die Galaxie durchdringt, entstehen. Deshalb ist es entscheidend, den Entstehungsprozess dieser Molekülwolken nachzuvollziehen. Kollidierende Gasströme sind eine mögliche Erklärung dieses Prozesses. Diese Klasse von Modellen betrachtet Ströme warmen, diffusen, atomaren Wasserstoffgases, die ineinander fließen. Fluktuationen des Gases innerhalb der Kollisionsfläche erzeugen Regionen erhöhter Dichte und niedrigerer Temperatur, in denen Moleküle enstehen können. W43 ist einer der größten molekularen Wolkenkomplexe in der Milchstraße mit einer Gesamtmasse von mehreren 10^6 Sonnenmassen. Vorausgehende Untersuchungen haben es als eine der größten und leuchtkräftigsten Sternenstehungsregionen in der Galaxie identifiziert. Der Grund dafür ist wahrscheinlich die außergewöhnliche Position, welche am Treffpunkt der galaktischen Spiralarme und dem Balken vermutet wurde. Da sich dort die elliptischen Orbits des Balkens und die kreisförmigen Orbits in den Spiralarmen überlagern, wird an diesem Punkt Gas angehäuft. Daher bietet W43 exzellente Bedingungen, um die Entstehung von Molekülwolken zu studieren. Ziel dieser Arbeit ist es, die Sternenstehungsregion W43 zu charakterisieren. Die Verteilung der Molekülwolken, ihre Geschwindigkeitsstruktur und physikalischen Eigenschaften werden analysiert und der Ursprung eines einzelnen Filaments genauer untersucht. Der erste Teil dieser Arbeit beschreibt das Project W43 HERO (W43 Hera/EmiR Observations), das begonnen wurde, um die Verteilung von 13CO (2-1) und C18O (2-1) im W43 Komplex mit dem IRAM 30m Teleskop zu beobachten. Diese Molekülemissionslinien liefern Informationen über das molekulare Gas mittlerer Dichte (n~10^3 cm^-3) im Komplex. Das weiter ausgedehnte, diffusere Gas wird durch 13CO (2-1) beobachtet, wohingegen C18O (2-1) genutzt wird um die etwas dichteren, zentralen Klumpen innerhalb der Wolken darzustellen. Wir analysieren die Geschwindigkeitsstruktur unserer Daten und vergleichen unsere Ergebnisse mit Geschwindigkeitsmodellen der Spiralarme in der Galaxie. Auf diese Weise können wir die Position von W43 in der Nähe des Tangentialpunktes im Scutum-Arm bestätigen, welcher sich nahe der Spitze des verlängerten Balkens befindet. Dieser Punkt hat eine Entfernung zur Sonne von 6 kpc. Wir leiten danach die optische Tiefe, die Anregungstemperatur und die H2 Säulendichte des Gases von unseren Beobachtungen ab. Die Gesamtmasse des molekularen Gases mittlerer Dichte im W43 Komplex beträgt 1.9x10^6 Sonnenmassen. Eine Abschätzung des Scherungs-Parameters der Wolke erlaubt die Einsicht, dass diese massereich genug ist, um den Scherkräften zu widerstehen, welche durch die Bewegung der Gasströme in der Galaxie erzeugt werden. Die Masseschätzung stimmt mit den Werten überein, die wir aus Herschel Staubemissionskarten erhalten haben. Abbildungen der Wahrscheinlichkeitsverteilungsfunktionen der H2 Säulendichte, abgeleitet von Herschel und IRAM 30m Daten, werden erzeugt. Beide zeigen eine logarithmische Normalverteilung bei niedrigen Massen und eine Abweichung in Form eines Potenzgesetzes bei hohen Massen. Dies wird normalerweise mit dem Einfluss der Sternenstehung in Verbindung gebracht. Die Steigung des CO Potenzgesetzes ist weniger steil als diejenige, die aus der Staubemission abgeleitet wurde. Möglicherweise haben wir eine effiziente Methode gefunden, nur jenes Gas zu erkennen, welches zu einem Protostern kollabiert. Im zweiten Teil der Arbeit suchen wir ein spezielles Filament im W43 Komplex heraus und analysieren es im Detail. Zusätzliche Beobachtungen wurden durchgeführt, um das IRAM 30m Datenset zu vervollständigen. Im Einzelnen sind dies Beobachtungen von CO (6-5) mit dem APEX Teleskop, [C II] vom Herschel Satelliten, [C I], beobachtet mit NANTEN2 und die CARMA Beobachtungen von HCN (1-0), HCO+ (1-0) und N2H+ (1--0). Wir verwenden den Strahlungstransportcode RADEX, um die Temperatur und Dichte des molekularen Gases zu bestimmen. Die besten Lösungen sind eine kinetische Temperatur von etwa 30 K und eine Dichte von ~10^4 cm^-3. Daraufhin analysieren wir den ionisierten Kohlenstoff, welchen wir mit Herschel beobachtet haben. Dieses Element wird häufig im Rahmen von statischen photonendominierten Regionen (PDRs) diskutiert. Die physikalischen Bedingungen werden mit dem KOSMA-tau Programm untersucht, welches ergibt, dass ein sehr starkes UV-Feld nötig wäre, um die beobachteten Daten zu erzeugen. Ein Vergleich mit typischen UV-Tracern zeigt, dass dieses Strahlungsfeld unrealistisch stark ist. Daher ist die Erzeugung von C+ durch eine statische PDR unplausibel und ein anderer Mechanismus muss als Ursprung dienen. Es erscheint uns wahrscheinlicher, dass die [C II] Strahlung die Übergangszone markiert, welche zwischen urpsrünglichem atomarem Gas und der Molekülwolke, welche sich daraus entwickelt, befindet. Somit würden wir Zeuge der dynamischen Entstehung eines jungen molekularen Filaments. Wir schließen, dass W43 in der Tat einer der massereichsten und wichtigsten Molekülwolkenkomplexe in der Galaxie ist und eine mögliche Erklärung seiner Entstehung in der Theorie kollidierender Gasströme zu finden ist.German
    Creators:
    CreatorsEmail
    Carlhoff, Philipp Christophcarlhoff@ph1.uni-koeln.de
    URN: urn:nbn:de:hbz:38-54796
    Subjects: Natural sciences and mathematics
    Physics
    Uncontrolled Keywords:
    KeywordsLanguage
    astronomy, interstellar medium, star formation, molecular cloud structure, molecular cloud formation, molecular line dataEnglish
    Astronomie, interstellares Medium, Sternentstehung, Molekülwolkenstruktur, Molekülwolkenentstehung, MolekülliniendatenGerman
    Faculty: Mathematisch-Naturwissenschaftliche Fakultät
    Divisions: Mathematisch-Naturwissenschaftliche Fakultät > I. Physikalisches Institut
    Language: English
    Date: 18 November 2013
    Date Type: Publication
    Date of oral exam: 16 January 2014
    Full Text Status: Public
    Date Deposited: 19 Mar 2014 11:31:01
    Referee
    NameAcademic Title
    Schilke, PeterProf. Dr.
    Stutzki, JürgenProf. Dr.
    URI: http://kups.ub.uni-koeln.de/id/eprint/5479

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