Universität zu Köln

Schmiedeke, Anika (2017). Radiative transfer modeling of Sagittarius B2. PhD thesis, Universität zu Köln.

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Abstract

The majority of information gained in astrophysics is deduced from the analysis and interpretation of electromagnetic radiation received with ground or space based telescopes. Analyzing the radiation received from astrophysical objects provides us information about the source, but also about the medium in between the source and the observer. This makes radiative transfer analysis one of the most fundamental techniques in astrophysics. Up to now, radiative transfer approaches often have been limited either in the number of dimensions or in the applied geometry. But high spatially resolved images obtained at different wavelengths for example with the Very Large Array (VLA), the Herschel Space Observatory, and now the Atacama Large Millimeter Array (ALMA), reveal the complex nature of both the structure and the dynamics. Hence, when trying to analyze such complex structures and dynamics with simple (spherical) models, misleading results could occur. This requires detailed three dimensional radiative simulations, which are now computationally feasible. In my work I have developed a framework called Pandora that combines existing three dimensional radiative transfer codes (RADMC-3D for a self-consistent determination of the dust temperature and LIME for non-LTE line modeling) with a post-processing routine (using MIRIAD) and optimization algorithms (MAGIX). I have employed Pandora to model the thermal dust and free-free continuum as well as selected molecular lines of the intensively studied high-mass star-forming region Sagittarius B2 (Sgr B2). This prominent giant molecular cloud is the most massive region with ongoing star formation in the Galaxy. It is located at a distance of 8.5 kpc (Reid et al. 2014), close to the Galactic supermassive black hole. The whole complex contains a total gas mass of 10^7 Msun, distributed in a large envelope of 22.5 pc in radius (Lis & Goldsmith 1989). The high densities (> 10^5 cm^{-3} and temperatures (~ 50-70 K) in Sgr B2, together with its proximity to the Galactic Center make Sgr B2 an interesting environment of extreme star formation, different to typical star forming regions in the Galactic disk, but similar to active galactic centers that dominate star formation throughout the Universe at high redshifts. Despite the large mass reservoir, star formation seems to be mainly occurring in the two hot molecular cores Sgr B2(N) and Sgr B2(M). These two sites of active star formation are located at the center of the envelope occupying an area of around 2 pc in radius. They contain at least 50 high-mass stars with spectral types ranging from O5 to B0, and constitute one of the best laboratories for the search of new chemical species in the Universe. I successfully reconstructed a very likely three-dimensional dust density distribution, recovering continuum structures spanning two orders of magnitude in frequency (10 GHz - 1 THz) and four orders of magnitude in spatial scales (0.02 - 45 pc). Covering a wide range in frequencies at all spatial scales is crucial to successfully constrain the many free parameters and obtain a meaningful model. Some of the main highlights of this work are: (i) The density field of Sgr B2 can be reasonably well fit by a superposition of spherical symmetric density cores with Plummer-like profiles of varying index . (ii) To reproduce the spectral energy distribution, I have to locate Sgr B2(N) along the line-of-sight behind the plane containing Sgr B2(M). (iii) The derived star formation efficiency are significantly different for both cores. For Sgr B2(N) it is rather low (5 %), while for Sgr B2(M) the SFE is very high (50 %). This indicates that most of the gas in Sgr B2(M) has already been converted to stars or dispersed. In addition to the continuum studies, I have investigated the line-of-sight velocity field towards Sgr B2(M) using Pandora.

Item Type:	Thesis (PhD thesis)
Translated abstract:	Abstract Language Ein Großteil der Informationen in der Astrophysik wird aus der Analyse und Interpretation der elektromagnetischen Strahlung astronomischer Objekte, welche von bodengebundenen oder Weltraumteleskopen detektiert wird, gewonnen. Die Analyse dieser Strahlung erlaubt Erkenntnisgewinn über die strahlende Quelle selbst, aber auch über das Medium zwischen der Quelle und dem Beobachter. Dies macht Strahlungstransportanalysen zu einer der fundamentalsten und wichtigsten Techniken der Astrophysik. Die meisten Strahlungstransportanalysen sind jedoch bisher zumeist entweder in der Anzahl der Dimensionen oder der angewandten Geometrie limitiert. Hochauflösende Beobachtungen bei allen Wellenlängen, beispielsweise mit dem Very Large Array (VLA), dem Herschel Space Observatory oder dem Atacama Large Millimeter Array (ALMA) enthüllen jedoch die komplexe Beschaffenheit sowohl der Struktur als auch der Dynamik astronomischer Objekte. Demzufolge kann es zu fatalen Resultaten führen, würde man versuchen solch komplexe Strukturen und Dynamiken mit einfachen (sphärischen) Modellen zu analysieren. Dies erfordert vielmehr detaillierte dreidimensionale Strahlungstransportsimulationen, welche heutzutage leichtungstechnisch möglich sind. Im Rahmen dieser Doktorarbeit habe ich ein multifunktionales Programm names Pandora entwickelt, welches die bereits existierenden dreidimensionalen Strahlungstransportprogramme RADMC-3D (ermöglicht eine selbst-konsistente Berechnung der Staubtemperatur) und LIME (ermöglicht non-LTE Berechnungen) mit einer Nachbearbeitungs- und Optimierungsroutine verbindet. Die Nachbearbeitung stellt die Vergleichbarkeit der Simulation mit Beobachtungskarten sicher. Dies erfolgt unter Verwendung von MIRIAD. Für die Optimierung wird MAGIX verwendet. Pandora sorgt für eine reibungslose Kommunikation zwischen allen beteiligten Programmen. Im zweiten Teil der Arbeit habe ich anschliessend Pandora verwendet um die thermische Staub- und frei-frei Strahlung sowie ausgewählte molekulare Spektrallinien der außergewöhnlichen, massereichen Sternentstehungsregion Sagittarius B2 (Sgr B2) zu modellieren. Diese berühmte Molekülwolke ist die massereichste Region mit aktiver Sternentstehung in unserer Galaxie. Sgr B2 befindet sich in Projektion nah dem Galaktischen Zentrum in einer Entfernung von 8.5 kpc (Reid et al. 2014) zur Erde. Die Molekülwolke beinhaltet eine Gasmasse von 10^7 Msun, verteilt innerhalb eines Radiuses von 22.5 pc (Lis & Goldsmith 1989). Die hohen Dichten (: 10^5 cm^{-3}) und Temperaturen (~ 50 - 70 K) im Inneren der Wolke zusammen mit der Nähe zum supermassereichem Schwarzen Loch im Zentrum der Milchstraße machen Sgr B2 zu einer außergewöhnlichen Quelle. Trotz des immensen Gasreservoirs scheint die Sternentstehung hauptsächlich auf die beiden heißen molekularen Kerne Sgr B2(N) und Sgr B2(M) beschränkt zu sein. Diese beiden Regionen aktiver Sternentstehung befinden sich in den inneren 2 pc der Molekülwolke. Zusammen beinhalten beide Kerne bereits mehr als 50 massereiche Sterne mit Spektralklassen zwischen O5 und B0. In meiner Arbeit rekonstruiere ich erfolgreich eine mögliche dreidimensionale Dichteverteilung. Basierend auf dieser Dichteverteilung können die über einen Frequenzbereich von zwei Größenordnungen (10 GHz - 1 THz) und auf räumlichen Skalen von vier Größenordnungen (0.02 - 45 pc) beobachteten Kontinuumstrukturen reprodziert werden. Um ein aussagekräftiges Model zu erstellen ist es besonders wichtig Beobachtungskarten zu verwenden, die einen möglichst großen Frequenzbereich auf allen räumlichen Skalen abdecken. Einige Kernresultate dieser Arbeit sind: (i) Das Dichtefeld von Sgr B2 kann mit einer Superposition von sphärisch symmetrischen Komponenten rekonstruiert werden. Diese Komponenten besitzen ein Plummer ähnliches Profil mit variablen Exponenten. (ii) Um die spektrale Energieverteilung zu reproduzieren ist es nötig Sgr B2(N) entlang der Sichtlinie hinter die Ebene welche Sgr B2(M) beinhaltet zu verschieben. (iii) Die berechnete Effizienz mit der die beiden Kerne Sterne produzieren unterscheidet sich signifikant. Für Sgr B2(N) beträgt sie 5 %, für Sgr B2(M) hingegen beträgt sie 50 %. Dies impliziert, dass Sgr B2(M) bereits einen Grossteil seiner Gasmasse entweder in Sterne umgeformt oder aber zerstreut hat. Zusätzlich zur Bestimmung der Dichteverteilung habe ich mit Hilfe von Pandora das Geschwindigkeitsfeld entlang der Sichtlinie in Richtung von Sgr B2(M) untersucht. German
Creators:	Creators Email ORCID ORCID Put Code Schmiedeke, Anika schmiedeke@ph1.uni-koeln.de UNSPECIFIED UNSPECIFIED
URN:	urn:nbn:de:hbz:38-74052
Date:	15 February 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 astronomy, star formation, radiative transfer, Sagittarius B2 English
Date of oral exam:	4 July 2016
Referee:	Name Academic Title Schilke, Peter Prof. Dr. Walch-Gassner, Stefanie Prof. Dr.
Refereed:	Yes
URI:	http://kups.ub.uni-koeln.de/id/eprint/7405