Universität zu Köln

Guevara Navea, Cristian Felipe (2019). A Sample of Galactic PDRs: [CII] Optical Depth Effects and Self-Absorption. PhD thesis, Universität zu Köln.

Preview

PDF A Sample of Galactic PDRs: [CII] Optical Depth Effects and Self-Absorption.pdf Download (12MB) | Preview

Abstract

Das Hauptziel dieser Arbeit war es, die optische Tiefe des ionisierten Kohlenstoffs zu bestimmen, und Effekte die daraus herrühren. Zu diesem Zweck wurden spektral hochaufgelöste Beobachtungen mit hoher Sensititivität von der [12CII] 2P3/2 - 2P1/2 158 μm Feinstrukturlinie und den [13CII] Hyperfeinstrukturlinien, die in drei Komponenten aufgespaltet sind, gemacht. Diese Beobachtungen wurden simultan mit dem upGREAT 7x2 Array-Empfänger an Bord des SOFIA-Flugzeugs in Richtung von vier Photodissoziationsregionen (PDR) erlangt, die eine große Vielfalt von physikalischen Bedingungen abbilden: die HII-Region M43, die leuchtschwache “edge-on” Horsehead Photodissoziationsregion, die sphärische und hochionisierte Monoceros R2, und die massive und klumpige M17 SW Region. Zusätzlich wurde der M17 Komplex in der [CI] 3P1 - 3P0 609 μm Linie beobachtet um die großräumige [CI] Emission entlang von M17 SW und M17 N zu untersuchen. Diese Beobach- tungen wurden mit dem SMART Array-Empfänger des NANTEN2-Teleskops mit hoher spektraler und räumlicher Auflösung erlangt. In einem ersten Schritt wurden die Emissionslinienprofile von [12CII] und [13CII] verglichen, sowie die Intensitäten für etliche Positionen in jeder Quelle. Dies geschah unter der Annahme einer einzelnen, homogenen, emittierenden Schicht und eines angemessenen 12C/13C Isotopenverhältnisses. Diese Analyse ergab, dass die mit dem kanonischen Isotopenverhältnis von 12C/13C skalierte [13CII] Linie komplett die [12CII] Emission mit verschiedenen Linienprofilen übertrifft. Das lässt darauf schließen, dass [12CII] in allen Quellen optisch dick und, im Falle von Mon R2 und M17 SW, stark von Selbstabsorptionseffekten betroffen ist. Die Säulendichten, die aus den integrierten [13CII] Intensitäten gewonnen wurden, sind extrem hoch; vier mal höher als die aus den integrierten Intensitäten von [12CII]. Diese Situation erforderte eine wesentlich anspruchsvollere Analyse. Hierfür wurde ein Zweischicht-modell mit mehreren Komponenten der Strahlungstransportgleichung erwickelt, um sowohl den Unterschieden zwischen den Linienprofilen beider Isotope Rechnung zu tragen, wie auch den Unterschieden ihrer Intensitäten. Das Modell erlaubt den gleichzeitigen Fit der Emission beider Isotope und die Herleitung der physikalischen Eigenschaften des [CII] Gases, genauer die Säulendichte und Anregungstemperatur. Das Modell besteht aus einer emittierenden Hintergrundschicht und einer absorbierenden Vordergrundschicht. Die Parameter aus dem Modell zeigen extrem hohe Säulendichten im Hintergrund, bis zu 10E19 cm−2 oder einer äquivalenten visuellen Extinktion von 41 Magnituden; die kalte Vordergrundkomponente hat eine Säulendichte von bis zu 10E18 cm−2 oder 13 Magnituden. Weiterhin wurde ein Einschichtmodell mit mehreren Komponenten untersucht, doch als physikalisch unwahrscheinlich verworfen. Die extremen Säulendichten im Hintergrund werden durch mehrere, entlang der Sichtlinie übereinander liegende PDR Oberflächen erzeugt, die eine klumpige Struktur besitzen. Die hohe Säulendichte des kalten Vordergrundgases kann mit keinem bekannten Szenario erklärt werden und bisher kann zu seinem Ursprung nur spekuliert werden. Die M17 SW [CI] Beobachtungen zeigen die Geschwindigkeitsverteilung der [CI] Emission und es konnten, durch die Analyse der Momentekarten, drei verschiedene Geschwindigkeitsstukturen identifiziert werden. Jede dieser Strukturen kann mit atomarem Wasserstoffgas (HI), molekularem Wasserstoffgas (H2), oder als Teil der molekularen Vordergrundwolken in Verbindung mit dem M17-Komplex in Verbindung gesetzt werden. Die [CI] Säulendichte des Komplexes liegt zwischen 10E17 und 10E18 cm−2 , entsprechend einer visuellen Extinktion von 1 bis 10 Magnituden. M17 SW hat eine höhere Menge an Material und eine höhere Säulendichte. Die [CI]-Spektren sind relativ zu den molekularen und ionisierten Emissionen zum roten (langwelligen) Teil des Spektrums hin verschoben. Weiterhin ist die [CI] äquivalente visuelle Extinktion wesentlich niedriger im Vergleich zu den Werter anderer Indikatoren. Dies kann als ein erwartetes Defizit neutralen Kohlenstoffs erklärt werden, doch werden hierzu präzise Messungen der lokalen Häufigkeiten benötigt, um die Extinktion herzuleiten, die wiederum numerische Modelle und größere Datensätze komplementärer Indikatoren erfordern, was Teil von zukünftiger Arbeit sein wird

Item Type:	Thesis (PhD thesis)
Translated title:	Title Language A Sample of Galactic PDRs: [CII] Optical Depth Effects and Self-Absorption English
Translated abstract:	Abstract Language The main objective of this work was to determine the optical depth of the ionized carbon and to study the effects that could arise from this optical depth. For this reason, high spectral resolution and sensitivity observations were done of the [12CII] 2P3/2 - 2P1/2 158 μm fine structure line and the [13CII] hyperfine structure line splitted into three components. The observations were done simultaneously with up-GREAT 7x2 array receiver onboard the airborne observatory SOFIA towards four photodissociation regions covering a wide range of physical conditions: the HII region M43, the edge-on and faint Horsehead photodissociation region, the spherical and highly ionized Monoceros R2 and the massive and clumpy M17 SW. Additionally, the M17 complex was observed in [CI] 3P1 - 3P0 609 μm line in order to study the large scale [CI] emission along M17 SW and M17 N. The observations were done with the SMART array receiver of the NANTEN2 telescope at high spatial and spectral resolution. As a first step, direct comparisons of the [12CII] and [13CII] emission line profiles and intensities for multiple positions in each source, assuming a single homogeneous layer and a reasonable 12C/13C abundance ratio, have revealed that the [13CII] line, scaled up by the canonical abundance ratio between 12C and 13C, completely overshoots the [12CII] emission with different line profiles. Thus, [12CII] is optically thick in all sources and, in the case of Mon R2 and M17 SW, is heavily affected by self-absorption effects. Column densities derived from the [ 13 CII] integrated intensity show extremely high column densities, four times higher than the column densities derived directly from [12CII] integrated intensity. This situation required a more sophisticated analysis. A multi-component dual layer model of the radiative transfer equation has been developed to take into account the discrepancy between the line profiles of both isotopes, as well as the intensities between them. The model allows the simultaneous fit of the emission of both isotopes and the derivation of the physical properties of the [CII] gas, namely column density and excitation temperature. The model is composed of a background emitting layer and a foreground absorbing layer. The parameters derived from the model show extremely high background column densities, up to 10E19 cm−2 or as an equivalent visual extinction around 41 magnitudes; and cold foreground column densities up to 10E18 cm−2 or 13 mag. Also, a multi-component single layer model has been studied, but it has been discarded as a physically unlikely scenario. The extreme background column densities require multiple PDR surfaces stacked along the line of sight, showing a clumpy structure. The cold high column density foreground gas can not be explained with any known scenario and only speculations can be done to explain its origin. The M17 SW [CI] observations have shown the velocity distribution of the [CI] emission and, through the analysis of momenta maps, three distinctive velocity structures have been identified. Each structure can be associated with HI atomic gas, H 2 molecular gas and as a part of a foreground molecular cloud associated with the M17 complex, respectively. The [CI] column density of the complex ranges between 10E17 and 10E18 cm−2 , or in equivalent visual extinction, between 1 and 10 magnitudes. M17 SW has the largest amount of material and the larger column density. The [CI] spectra are shifted to the redder part of the spectra, with respect to molecular and ionized tracers. Also, the [CI] equivalent visual extinction is much lower compared to the other tracers. This can be explained as an expected deficit of neutral carbon, but precise measurements of the local abundances needed to derive the extinctions would require the use of numerical models and large scale data sets of complementary tracers, that will be part of future work. English
Creators:	Creators Email ORCID ORCID Put Code Guevara Navea, Cristian Felipe cfguevaran@gmail.com UNSPECIFIED UNSPECIFIED
URN:	urn:nbn:de:hbz:38-107112
Date:	23 August 2019
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 Physics English Astronomy English ISM English
Date of oral exam:	23 August 2019
Referee:	Name Academic Title Stutzki, Jürgen Prof. Dr. Trebst, Simon Prof. Dr,
Refereed:	Yes
URI:	http://kups.ub.uni-koeln.de/id/eprint/10711