Franeck, Annika (2018). Synthetic [CII] line emission maps of simulated interstellar medium. PhD thesis, Universität zu Köln.

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In this thesis I analyse the synthetic [CII] emission from a slice of interstellar medium (ISM). The [12CII] line emission is the fine structure transition in carbon ions. It is observed in several phases of the ISM, such as the molecular, warm, and ionized gas phases. By analysing the [12CII] line emission in observations, one would like to estimate the star formation rate, and the fraction of molecular hydrogen in the studied objects. However, for those studies it is crucial to disentangle from which gas phase the [CII] line emission stems. We therefore study the [CII] line emission in 3D numerical simulations. The underlying simulations represent (i) a piece of a galactic disc (SILCC-Project; SILCC: Simulating the Life Cycle of molecular Clouds, project led by S. Walch) in which the ISM is stirred by the explosions of SNe; the positioning of the SNe determines the gas phases formed in the ISM. In a second setup, (ii) a forming molecular cloud before the onset of star formation (MC2) is simulated (SILCC-Zoom project). We carry out radiative transfer simulations with RADMC-3D for the [12CII] line emission. We expect the [12CII] line emission to be observable for I > 0.5 K km/s, and find for MC2 that ~20% of the total projected area is above this detection limit, contributing ~80% to the total luminosity in [12CII]. Thus, we conclude that molecular clouds before the onset of star formation are observable in [12CII]. We find the [12CII] emission to be optically thick, in the densest regions, ~40% of the observable area for MC2. We estimate the emission line of the strongest hyperfine structure transition [13CII]~(F = 2 - 1) from the carbon ion isotope 13C+ to use it as an optically thin analogue to [12CII]. We analyse the distribution of the [12CII] line emission in the SILCC setups, and find the vertical emission profiles to have in general a complex structure. In almost all simulations there is a dominant peak of the [12CII] line emission from the molecular clouds located in the midplane. To characterize the distribution of the emission, we calculate its variance, and define the square root of the variance as a scale height. For most of the simulations the scale height is < 100 pc. We find the scale height to trace the outflowing component of the gas. We study the origin of the [CII] line emission with the optically thin tracer [13CII]. For the SILCC simulations we find the [CII] line emission correlated with the molecular gas phase. For the zoom-in simulation MC2, having a better spatial resolution, and no further feedback processes included, we find the [CII] line emission to stem from the atomic gas with physical properties as 43K < T < 64 K, 53 cm3 < n < 438 cm3, with a range of 16% to 44% of the hydrogen in molecular form, and a visual extinction AV between 0.5 < AV < 0.91. We test further whether the result changes by the resolution of the simulation, and find the temperature range to be unaffected, whereas the number density and the fraction of molecular hydrogen change slightly. However, the overall conclusion holds for all zoom-in simulations. We study the correlation between the integrated [12CII] intensity with the column densities of the total gas, H, and C+, and find the distributions to follow power-laws with slopes of ~0.7, 0.5, and 0.6, respectively. We define a YCII factor, which is the ratio between the column density of the total gas, and the integrated [12CII] intensity. Estimated over the whole emission map, we find the median value as YCII ~ 1.1e21. In general it scales with the [CII] intensity ba a power of -0.3. We analyse the line profiles by comparing them with two reference functions, a Gaussian and a Boxcar function, representing an optically thin and thick line. We define a Tauber value as the difference between the reference function and the line profile, normalized by the amplitude of the reference function. We find no specific tendencies for the Tauber values in the [12CII] line. However, the values we obtain are comparable to Tauber values derived from observed data. Finally, we carry out synthetic emission maps of the 12CO, 13CO, and C18O line emissions, and the HI 21cm line. We calculate the HI line with different approaches for the spin temperature, and find the spin temperature to be equal to the kinetic gas temperature for most parts in the simulation. We compare the integrated [12CII] and HI line emission, and find no correlation of these quantities in the observable range of [12CII]. In a comparison of the synthetic [12CII] and 12CO emission maps, we find a fraction of 80% of the total H2 mass to be aligned with the observable 12CO line emission, and 90% with the observable [12CII] line emission. Thus, about 10% of the H2 mass is CO-dark H2, and the remaining 10% of H2 mass is not detected in the [C12II] or the 12CO line.

Item Type: Thesis (PhD thesis)
Translated title:
Synthetische [CII] Emissionskarten von simuliertem interstellaren MediumGerman
Translated abstract:
In der vorliegenden Arbeit geht es um synthetische Emissionskarten der [CII] Linie von Simulationen des interstellaren Mediums (ISM). Die [12CII] Linie ist die Linie des Feinstrukturuebergangs im Kohlenstoffion, und wird im Universum sowohl in der kalten, molekularen Gasphase, als auch in der warmen, ionisierten Phase beobachtet. Um mithilfe der [12CII] aus Beobachtungen auf die Sternentstehungsrate, oder den Anteil von H2 schliessen zu koennen, ist es wichtig zu verstehen, aus welcher Gasphase die beobachtete [12CII] Emission stammt. Dies untersuchen wir in dieser Arbeit anhand von numerischen Simulationen. Als Simulation verwenden wir dabei die (i) SILCC Simulationen (SILCC: Simulating the Life Cycle of molecular Clouds, geleitet von S. Walch), die das ISM in einem Teil einer Galaxiescheibe repraesentieren, und (ii) in einer zoom-in Simulation MC2 (SILCC-Zoom Projekt), in der die Formation einer Molekuelwolke untersucht wird. Wir berechnen von den fertigen Simulationen die Emissionskarten der [12CII] Linie mit dem Strahlungstransportcode RADMC-3D. Wir erwarten, dass man die [12CII] Linie ab einer Intensitaet von 0.5 K km/s detektieren kann, und finden, dass ~20% der projizierten Gesamtflaeche in MC2 beobachtbar sind. Diese beobachtbare Flaeche traegt mit 80% zur Gesamtluminositaet der [12CII] Emission bei. Die [12CII] Linie ist optisch dick ueber ~40% der beobachtbaren Flaeche. Wir berechnen zusaetzlich die [13CII] (F = 2 - 1) Linie, welche die staerkste Linie der Hyperfeinuebergaenge im Kohlenstoffionenisotop13C+ ist, um ein optisch duennes Aequivalent zur [12CII] Linie zu erhalten. In den SILCC Simulationen untersuchen wir die vertikale Verteilung der [12CII] Strahlung um die galaktische Scheibe. In unseren Simulationen zeigt das Profil eine sehr komplexe Struktur. Das vertikale Emissionsprofil wird durch die starke Strahlung von den Molekuelwolken aus der Galaxiescheibe dominiert. Wir quantifizieren die vertikale Verteilung der Emission, indem wir ihre Varianz berechnen. Die Wurzel aus der Varianz definieren wir als Skalenhoehe. Die Skalenhoehen sind in der Groessenordnung von < 100 pc fuer die meisten Simulationen, und bilden ein Mass fuer das ausstroemende Gas aus der Galaxiescheibe. Ein Hauptanliegen dieser Arbeit besteht in der Charakterisierung des Gases, welches die [CII] Linie emittiert. Dies untersuchen wir mit der optisch duennen [13CII] Linie. In den SILCC Simulationen finden wir einen Zusammenhang zwischen der [CII] Emission und der molekularen Gasphase. In der besser aufgeloesten Simulation MC2 kommt die [CII] Linie aus Gas mit Temperaturen zwischen 43 K < T < 64 K, mit Teilchenzahldichten zwischen 53 cm-3 < n < 438 cm-3, in denen zwischen 16% und 44% des Wasserstoffs als H2 vorliegt, und das eine visuelle Extinktion zwischen 0.5 < AV < 0.91 hat. Folglich stammt die \CII\ Emission aus der atomaren Gasphase, in dem sich H im Uebergang zu H2 befindet. Diese Schlussfolgerung finden wir bei anderen Aufloesungen und anderen Simulationen bestaetigt. Wir untersuchen weiterhin den Zusammenhang zwischen der integrierten [12CII] Intensitaet und der Saeulendichte des gesamten Gases, H und C+. In allen drei Faellen laesst sich dieser mit einem Potenzgesetz beschreiben. Wir definieren weiterhin einen YCII Faktor als das Verhaeltnis zwischen der Saeulendichte und der [12CII] Intensitaet. Der YCII Faktor skaliert im allgemeinen mit der [12CII] Intensitaet mit einer Potenz von -0.3. Schliesslich berechnen wir Emissionskarten bei den Wellenlaengen der HI 21 cm Linie und den 12CO, 13CO, C18O Linien. Die HI Linie berechnen wir mit verschiedenen Annahmen fuer ihre Spintemperatur; das Ergebnis zeigt dass die Spintemperatur in grossen Teilen der Simulation identisch mit der kinetischen Temperatur des Gases ist. Wir finden keine Korrelation der integrierten HI und [12CII] Intensitaet im beobachtbaren Bereich von [12CII]. Dies kann mit der optischen Tiefe der Linien zusammenhaengen, als auch ein Hinweis darauf sein, dass die HI Linie aus einem grosseren Bereich als das [CII] emittierende Gas stammt. Weiterhin untersuchen wir welcher Massenanteil von H2 entlang von Sichtlinien von [12CII] und 12CO existiert. Im Bereich des beobachtbaren 12CO liegen 80% der H2 Masse, und im beobachtbaren [12CII] Bereich 90% der H2 Masse. Folglich sind 10% der H2 Masse CO dunkles Gas, und weitere 10% weder in [12CII] noch in 12CO detektierbar.German
CreatorsEmailORCIDORCID Put Code
Franeck, Annikafraneck@ph1.uni-koeln.deUNSPECIFIEDUNSPECIFIED
Corporate Creators: Universitaet zu Koeln, I. Physikalisches Institut
URN: urn:nbn:de:hbz:38-91048
Date: 5 December 2018
Language: English
Faculty: Faculty of Mathematics and Natural Sciences
Divisions: Faculty of Mathematics and Natural Sciences > Department of Physics > Institute of Physics I
Subjects: Natural sciences and mathematics
Uncontrolled Keywords:
[CII] Emission, Radiative Transfer Simulations, RADMC-3D, Interstellar Medium, ISM, numerical simulations, molecular cloud, HI, 12CO, 13CO, C18OEnglish
[CII] Emission, Strahlungstransport, RADMC-3D, interstellares Medium, numerische Simulationen, Molekuelwolken, HI, 12CO, 13CO, C18OGerman
Date of oral exam: 10 September 2018
NameAcademic Title
Walch-Gassner, StefanieProf. Dr.
Stutzki, JürgenProf. Dr.
Refereed: Yes


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