Universität zu Köln

Glück, Christian Björn (2017). A study of the distribution of carbon in the nearby universe. PhD thesis, Universität zu Köln.

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Abstract

The composition and the evolution of the interstellar medium (ISM) is a major topic in the current research debate. The present thesis aims to gain a wider perspective of the distribution and composition of C+ , C0 , CO and H2 in the Milky Way and in the nearby spiral galaxy M33. [CII], [CI](1–0), 12/13 CO(1–0), 12 CO(2–1) and 12 CO(4–3) emission spectra are primarily used to trace and characterise the physical and chemical conditions within the ISM and to study its evolution. Three major samples were analysed, each providing an insight into different aspects of the ISM. First, the nature and composition of clouds along the line of sight towards the quasars B0355+508 and B0212+735 is investigated. These clouds were identified as warm non–LTE diffuse clouds with a temperature of T ∼30 K and subthermal excited CO lines for roughly two decades. If the clouds were indeed diffuse, [CII] emission lines with an integrated line intensity of few K km/s were expected. SOFIA/GREAT [CII] observations, carried out within this thesis, do not show such [CII] lines. It is shown that the observations are not compatible with the scenario of warm diffuse clouds. The clouds towards B0355+508 and B0212+735 can not be diffuse. Furthermore, it is shown that all the observational data is fully consistent with an ensemble of cold dense clumps, that have volume densities of n(H)∼10^3.5 cm−3 to 10^4 cm−3 and core temperatures of T ∼15 K. Secondly, the latitudinal and radial distribution of carbon in the fourth quadrant of the Milky Way, is studied. The study is based on the analysis of spectrally resolved latitudinal observations of 12/13 CO(1–0), CO(2–1), CO(4–3) and [CI](1–0). These lines were observed between b=±2◦ at eight galactic longitudes between l=306◦ to 354 ◦. I have determined and analysed the latitudinal and radial distribution of the different transitions. The study shows that the most of the [CI](1–0) emission can not be observed in the absence of low–J CO lines. This indicates that C0 primarily arises from the surface of the CO photodissociation layer. The observed latitudinal profiles of CO and [CI](1–0) have a asymmetrical shape and can not be described by a single Gaussian. The scale height of the different transitions is determined at different distances to the Galactic Centre. It is found that the radial distribution of the scaleheight can be fitted with a power law, ∝ sqrt(RGC) . The profiles have a similar shape as synthetic [CII] profiles carried out within the SILCC–project. That might indicate that the local structure of the Milky Way is triggered to a large degree by supernovae. The distribution and composition of carbon and hydrogen are investigated in the case study of five giant molecular clouds (GMCs) in the nearby galaxy M33. M33 is of interest as it has a half solar metallicity. I present [CI](1–0) observations of these GMCs. With the use of complementary [CII], 12/13 CO(1–0), CO(2–1), HI and [NII]122μm data, I am able to determine the column densities of all major carbon species, CO, C0 and C+ and the column densities of neutral atomic hydrogen. The amount of H2 is directly determined via the carbon column densities in the molecular phase. In addition, the fraction of CO dark H2 is derived. Furthermore, I discuss the radial and spectral distribution of the different gas species. H2 conversion factors for the observed line transitions are calculated. Finally, the individual positions are discussed in detail. The results indicate that the CO dark H2 fraction is presumably higher towards lower metallicities. Probably up to ∼2/3 of the H2 is CO dark in M33. The majority of this CO dark H2 is traced by [CII], not by [CI](1–0). I also discuss the effect of different assumed [CII] excitation temperatures. It is shown that the assumed [CII] excitation temperature deeply affects the estimated amount of carbon and hydrogen, in particular the amount of CO dark H2 .

Item Type:	Thesis (PhD thesis)
Translated abstract:	Abstract Language Die Zusamensetzung und die Entwicklung des interstellaren Mediums (ISM) ist eine bedeutendes Thema der aktuellen Forschung. Die vorliegende Arbeit soll ein tieferes Verständnis für die Verteilung sowie die Zusammensetzung von C+ , C0 , CO, sowie von H2 in der Milchstraße und deren Nachbargalaxie M33 vermitteln. Hierzu wurden hauptsächlich Spektren von [CII], [CI](1–0), 12/13 CO(1–0), 12 CO(2–1) und 12 CO(4–3) analysiert. Die Daten erlauben einen Einblick in die physikalischen und chemischen Bedingungen des ISM und ermöglichen es seine Evolution zu erforschen. Die vorliegende Arbeit basiert hauptsächlich auf der Analyse dreier unterschiedlicher Beispiele, die diverse Aspekte des ISM beleuchten. Ich untersuche hierzu zuerst die Zusammensetzung von Wolken entlang der Sichtlinie zu den Quasaren B0355+508 und B0212+735. Diese Wolken werden seit gut zwei Jahrzehnten für warme diffuse Wolke gehalten (T ∼30 K), in welchen sich das CO in einem subthermal angeregten Zustand befindet. Sollten die Wolken tatsächlich diffus sein, müssten in ihnen [CII] Linien mit einer integrierten Linienintensität von einigen K km/s beobachtbar sein. Die [CII] Beobachtungen, welche mit SOFIA/GREAT durchgeführt wurden, zeigen diese Linien jedoch nicht. Im Rahmen dieser Arbeit wird gezeigt, dass diese Beobachtungen unvereinbar mit warmen diffusen Wolken sind. Des Weiteren wird dargestellt, dass alle Beobachtungen durch ein Ensemble kalter, dichter Klumpen, mit Volumendichten von n(H)∼10^3.5 cm−3 bis 10^4 cm−3 und Kerntemperaturen von etwa T ∼15 K, erklärt werden können. Anhand von 12/13 CO(1–0), CO(2–1), CO(4–3) und [CI](1–0) Beobachtungen betrachte ich die radiale und vertikale Verteilung von Kohlenstoff im vierten Quadranten der Milchstraße. Die spektral aufgelösten Daten wurden bei acht unterschiedlichen galaktischen Längengraden zwischen l=306◦ und l=354◦ Länge, in einem Bereich zwischen den galaktischen Breitengraden b=±2◦ beobachtet. Die Analyse zeigt, dass der größte Teil von [CI](1–0) nicht in der Abwesenheit von niedrigen CO Rotationslinien beobachtet werden kann. Dies impliziert, dass [CI](1–0) wahrscheinlich von der CO–Photodissoziationsschicht emittiert wird. Die vertikalen Profile, senkrecht zu der galaktischen Ebene, von [CI](1–0) und den CO Übergängen haben eine asymmetrische Form und können nicht durch eine einzige Gaußkurve beschrieben werden. Ebenso wurde die Skalenhöhe der einzelnen vertikalen Verteilungen bei unterschiedlichen Entfernungen zum galaktischen Zentrum bestimmt. Deren radiale Verteilung kann mittels eines Potenzgesetzes (∝ sqrt(RGC) ) beschrieben werden. Des Weiteren weisen die beobachteten Profile starke Ähnlichkeiten zu synthetischen [CII] Profilen auf, welche im Rahmen des SILCC-Projekts simuliert wurden. Dies könnte darauf hinweisen, dass die lokalen Strukturen der Milchstraße zum großem Teil durch Supernova–Explosionen bestimmt wird. Am Beispiel von fünf Riesenmolekülwolken (GMCs) analysiere ich die Verteilung und die Zusammensetzung von Kohlenstoff und Wasserstoff in M33. Diese fünf GMCs befinden sich auf der Hauptachse dieser Galaxie. M33 ist von großer Bedeutung für diese Arbeit, da ihre Metallizität nur halb so groß ist wie die der Milchstraße. Ich präsentiere [CI](1–0) Beobach- tungen von diesen GMCs und kombiniere diese mit komplementären [CII], 12/13 CO(1–0), CO(2–1), HI und [NII]122μm Daten. Diese Daten erlauben die Bestimmung der Säulendichten von CO, C0 und C+ sowie der des neutralen atomaren Wasserstoffs. Die Menge von H2 wird aus den Kohlenstoffsäulendichten der molekularen Phase bestimmt. Der Anteil des H2, der nicht durch CO–Linienübergänge bestimmt werden kann (CO dunkles H2), wird ebenfalls bestimmt. Ich diskutiere außerdem die radiale und die spektrale Verteilung der einzelnen Gasarten. Zuletzt werden die einzelnen GMCs nochmals im Detail besprochen. Die Ergebnisse deutet darauf hin, dass der Anteil des CO dunklen H2 bei einer niedrigeren Metallizität erhöht ist. Ungefähr ∼2/3 des H2 in M33 ist nicht mit CO assoziiert. Die Mehrzahl des molekularen Wasserstoffs kann wahrscheinlich durch [CII] ausfindig gemacht werden, nicht jedoch durch die [CI](1–0) Linie. Der Einfluss von unterschiedlicher Anregungstemperaturen von [Cii] wird ebenfalls diskutiert. Ich zeige, dass die angenommene [Cii] Anregungstemperatur einen großen Einfluss auf die Berechnungen der Gesamtmenge von Kohlenstoff und Wasserstoff besitzt, insbesondere auf den Anteil von CO dunklem H2. UNSPECIFIED
Creators:	Creators Email ORCID ORCID Put Code Glück, Christian Björn glueck@ph1.uni-koeln.de UNSPECIFIED UNSPECIFIED
URN:	urn:nbn:de:hbz:38-75748
Date:	2017
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 ISM UNSPECIFIED CII UNSPECIFIED CI UNSPECIFIED Carbon UNSPECIFIED Scale Height UNSPECIFIED Diffuse Clouds UNSPECIFIED M33 UNSPECIFIED Milky Way UNSPECIFIED B0355+508 UNSPECIFIED B0212+735 UNSPECIFIED
Date of oral exam:	29 June 2016
Referee:	Name Academic Title Stutzki, Jürgen Prof. Dr. Hemberger, Joachim Prof. Dr.
Refereed:	Yes
URI:	http://kups.ub.uni-koeln.de/id/eprint/7574