Universität zu Köln

Rolffs, Rainer (2011). Structure of Hot Molecular Cores. PhD thesis, Universität zu Köln.

Preview

PDF thesis_Rolffs_publ.pdf - Published Version Download (15MB)

Abstract

High-mass stars form deeply embedded in dense molecular gas, which they heat up and ionize due to their high energy output. During an early phase, the ionization is confined to small regions, and the stellar radiation is absorbed by dust. The high temperatures lead to the evaporation of ice mantles around dust grains, and many highly excited and complex molecules can be observed in these Hot Molecular Cores. At later stages, the whole molecular cloud is ionized and disrupted, and a star cluster becomes visible. This PhD thesis aims at constraining the distribution of density, temperature, molecular abundances, and ve- locity field in Hot Molecular Cores. This key information for high-mass star formation and for astrochemistry is obtained by sophisticated radiative transfer modeling of both single-dish and interferometric observations. With the APEX telescope, 12 sources were observed in submillimeter lines of the HCN, HCO+, and CO molecules, covering a wide range of excitations and optical depths. This was extended with the Herschel space telescope, which observed HCN lines in SgrB2-M up to high (THz) frequencies and excitations. The line shapes and intensities were modeled with the spherical radiative transfer code RATRAN, assuming a radial power-law density distribution and central heating. With the VLA radio interferometer, vibrationally excited HCN and ionized gas was mapped at a high resolution of 0.1" (1000 AU) in G10.47+0.03, SgrB2-M and -N. The SMA interferometer was used to observe hundreds of molecular lines and dust emission in G10.47+0.03, reaching a frequency of 690 GHz and a best resolution of 0.3". The data were modeled with the three-dimensional radiative transfer code RADMC-3D, which computes the dust temperature from stellar heating. Modeling using a power-law density structure reproduces most single-dish lines, but the high-resolution data show a central flattening and a rapid radial decrease of the density, resembling a Plummer profile. Modeling of the line shapes indicates small-scale clumpiness. Internal heating by high-mass stars is consistent with the data and traced by vibrationally excited HCN around small regions of ionized gas. Diffusion of radiation due to the high column densities lead to hundreds of solar masses of hot (>300 K) gas. The HCN abundance increases with temperature, reaching high values on the order of 10^−5 relative to H2 in the hot gas. Large-scale infall is traced by asymmetric line shapes and is slower than free-fall, while at the same time central expansion motions are detected by blue-shifted absorption and a change of the asymmetry with higher excitation. I conclude that Hot Molecular Cores are characterized by the beginning feedback from high-mass stars, while gravitational infall is ongoing. The increased thermal, radiative, turbulent, and wind-driven pressure in the central region leads to expansion motions and to a central flattening of the density. High temperatures are reached through diffusion of radiation by dust.

Item Type:	Thesis (PhD thesis)
Translated title:	Title Language Struktur von heißen molekularen Kernen German
Translated abstract:	Abstract Language Massereiche Sterne entstehen tief im Inneren von dichtem molekularem Gas, welches sie aufgrund ihres hohen Energieausstoßes aufheizen und ionisieren. Während einer frühen Phase ist die Ionisation auf kleine Bereiche beschränkt und die stellare Strahlung wird von Staub absorbiert. Die hohen Temperaturen führen zum Verdampfen der Eismäntel der Staubkörner, und viele hoch angeregte und komplexe Moleküle können in diesen heißen molekularen Kernen beobachtet werden. In späteren Stadien wird die ganze Molekülwolke ionisiert und auseinandergerissen, und ein Sternhaufen wird sichtbar. Diese Doktorarbeit hat zum Ziel, die Verteilung von Dichte, Temperatur, molekularer Häufigkeit und Geschwindigkeitsfeld in heißen molekularen Kernen näher zu bestimmen. Diese Schlüsselinformationen für die Entstehung massereicher Sterne und für die Astrochemie werden durch aufwendige Strahlungstransport-Modellierung sowohl von Einzelteleskop- als auch von Interferometer-Beobachtungen gewonnen. Zwölf Quellen wurden mit dem APEX-Teleskop in Submillimeter-Linien der Moleküle HCN, HCO+ und CO beobachtet, wobei ein weiter Bereich von Anregungen und optischen Tiefen abgedeckt wurde. Dies wurde mit dem Herschel-Teleskops ergänzt, welches HCN-Linien in SgrB2-M bis zu hohen (THz-) Frequenzen und Anregungen beobachtete. Die Linienformen und -intensitäten wurden mit dem sphärischen Strahlungstransportprogramm RATRAN unter den Annahmen einer radialen Potenzgesetz-Verteilung der Dichte und eines zentralen Heizens modelliert. Vibrationsangeregtes HCN und ionisiertes Gas wurden mit dem VLA-Radiointerferometer bei einer hohen Auflösung von 0.1" (1000 AU) in G10.47+0.03, SgrB2-M und -N kartiert. Das SMA-Interferometer wurde eingesetzt, um Hunderte von Moleküllinien und Staubemission in G10.47+0.03 zu beobachten, wobei eine Frequenz von 690 GHz und eine Auflösung von 0.3" erreicht wurden. Die Daten wurden mit dem dreidimensionalen Strahlungstransportprogramm RADMC-3D modelliert, welches die Staubtemperatur aus dem stellaren Aufheizen berechnet. Modellieren mit einer Potenzgesetz-Dichtestruktur reproduziert die meisten Einzelteleskop-Linien, aber die hochaufgelösten Daten zeigen eine zentrale Abflachung und eine schnelle radiale Abnahme der Dichte und ähneln einem Plummer-Profil. Das Modellieren der Linienformen deutet auf kleinskalige Dichteschwankungen hin. Internes Heizen durch massereiche Sterne ist konsistent mit den Daten und macht sich durch vibrationsangeregtes HCN um kleine Regionen von ionisiertem Gas bemerkbar. Strahlungsdiffusion aufgrund der hohen Säulendichten führt zu Hunderten von Sonnenmassen an heißem (>300 K) Gas. Die HCN-Häufigkeit nimmt mit der Temperatur zu und erreicht in heißem Gas hohe Werte der Größenordnung 10^−5 relativ zu H2. Großskaliger Einfall macht sich durch asymmetrische Linienformen bemerkbar und ist langsamer als der freie Fall, während zur selben Zeit zentrale Expansionsbewegungen durch blauverschobene Absorption und eine sich mit höherer Anregung ändernde Asymmetrie nachgewiesen sind. Ich stelle fest, dass heiße molekulare Kerne bei anhaltendem Gravitationseinfall durch die beginnende Rückkopplung massereicher Sterne auf das Gas gekennzeichnet sind. Der erhöhte thermische, turbulente, windgetriebene und Strahlungsdruck im zentralen Bereich führt zu Expansionsbewegungen und zu einem zentralen Abflachen der Dichte. Hohe Temperaturen werden mittels Diffusion der Strahlung durch Staub erreicht. German
Creators:	Creators Email ORCID ORCID Put Code Rolffs, Rainer rolffs@uni-bonn.de UNSPECIFIED UNSPECIFIED
URN:	urn:nbn:de:hbz:38-43337
Date:	21 April 2011
Language:	English
Faculty:	Faculty of Mathematics and Natural Sciences
Divisions:	Faculty of Mathematics and Natural Sciences > Department of Physics > Institute of Physics I
Subjects:	Physics
Uncontrolled Keywords:	Keywords Language high-mass star formation, interstellar medium, hot molecular cores, radiative transfer, molecular lines English
Date of oral exam:	22 June 2011
Referee:	Name Academic Title Schilke, Peter Prof. Dr. Menten, Karl M. Prof. Dr.
Refereed:	Yes
URI:	http://kups.ub.uni-koeln.de/id/eprint/4333