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The Fragmentation of Massive Star-Forming Regions

Rodón, Javier Adrián

German Title: Die Fragmentierung der Regionen massreicher Sternentstehung

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Abstract

Since its discovery by E. Salpeter in 1955, the high-mass end of the Initial Mass Function (IMF) has been continuously tested, and its slope has not changed from the value -2.35 originally calculated by Salpeter, the "Salpeter value". Furthermore, it is found that this value is universal. It not only describes the mass distribution of stellar masses in the Milky Way but also in other galaxies. Stars form individually or in systems within molecular clouds, from local condensations of sizes on the order of ~0.01 pc, the so-called "dense cores". In the case of low-mass star-forming regions, it is found that the Core Mass Function (CMF) resembles the Salpeter IMF. However, in the case of massive star-forming (MSF) regions, the answer is not that clear. The first CMF for a MSF region was derived in 2004 by H. Beuther and P. Schilke for the MSF region IRAS19410+2336. They found that this CMF also resembled the Salpeter IMF. Since then, a few more CMFs for MSF regions have been derived, always with exponents comparable to Salpeter. This suggested that the CMF and the IMF are related in a one-to-one or nearly one-to-one relationship, and that the fragmentation processes within a molecular cloud would set the shape of the IMF at an early evolutionary stage. Attempting to test that scenario, in this thesis I present and analyze high angular resolution interferometric observations of several MSF regions at millimeter wavelengths, describing their protostellar content and deriving their CMF whenever is possible. We confirm the result of Beuther & Schilke (2004) and obtain a CMF with a power-law slope similar to the Salpeter IMF, however for other MSF regions we obtain a CMF with a power-law slope flatter than Salpeter. This difference suggests that the IMF might not be set at the moment of the fragmentation of the cloud, but insted would be a result of the evolution of the cloud, starting with a flatter mass distribution that becomes steeper at later evolutionary stages. This result is not conclusive yet, and we suggest a series of observations that would be needed to fully test it.

Translation of abstract (German)

Seit seiner Entdeckung durch Edwin Salpeter im Jahre 1955 wurde das massereiche Ende der ursprünglichen Massenfunktion (IMF) immer wieder untersucht, und die Steigung hat sich vom ursprünglich bestimmten Wert Salpeters von -2.35, dem "Salpeter-Wert", nicht verändert. Vielmehr hat sich herausgestellt, daß dieser Wert universell ist, er beschreibt nicht nur die Massenverteilung stellarer Massen in der Milchstrasse sondern auch die in anderen Galaxien. Sterne entstehen in Molekülwolken, einzeln oder in Systemen, aus lokalen Kondensationen in einer Grössenordnung von ~0.1pc, den sogenannten "dense cores" ("dichten Kernen"). Im Falle von Regionen massearmer Sternentstehung wurde gefunden, daß die Kernmassenfunktion (CMF) der Salpeter IMF gleicht. Allerdings ist für Regionen massereicher Sternentstehung (MSF) diese Frage noch nicht geklärt. Die erste CMF für eine MSF Region wurde 2004 von H. Beuther und P. Schilke abgeleitet für die MSF region IRAS 19410+2336. Auch die von ihnen gefundene CMF gleicht der Salpeter IMF. Seitdem wurden einige wenige CMF fÜr MSF Regionen bestimmt, alle mit einem Exponenten ähnlich dem von Salpeter bestimmten. Dies deutet auf eine eins-zu-eins-, oder beinahe eins-zu-eins-Beziehung der CMF und der IMF und daß der Fragmentierungsprozess innerhalb einer Molekülwolke die stellare IMF schon zu einer sehr frühen Entwicklungsphase festlegt. Um dieses Szenario zu testen, präsentiere und analysiere Ich in dieser Doktorarbeit interferometrische Beobachtungen mit hoher räumlicher Auflösung im Millimeterbereich von mehreren MSF Regionen. Dabei beschreibe Ich deren protostellaren Inhalt und leite, sofern möglich, deren CMF ab. Wir bestätigen das Ergebnis von Beuther & Schilke (2004) und erhalten eine Steigung der CMF ähnlich der Salpeter IMF, für andere MSF Regionen jedoch erhalten wir eine CMF mit einer etwas flacheren Steigung als die Salpeter IMF. Der Unterschied deutet darauf hin, daß die IMF nicht zum Zeitpunkt der Fragmentation festgelegt wird, sondern vielmehr ein Ergebnis der Entwicklung der Molekularwolke ist. Diese beginnt mit einer flacheren Massenverteilung, die mit der Zeit steiler wird. Dieses ist jedoch noch kein endgültiges Ergebnis und wir empfehlen eine Serie von notwendigen Beobachtungen um dies vollständig zu testen.

Item Type: Dissertation
Supervisor: Beuther, Priv. Doz Henrik
Date of thesis defense: 9 November 2009
Date Deposited: 16 Nov 2009 14:38
Date: 2009
Faculties / Institutes: Service facilities > Max-Planck-Institute allgemein > MPI for Astronomy
Subjects: 520 Astronomy and allied sciences
Controlled Keywords: Sternentwicklung, Massereicher Stern, Interferometrie, Beobachtung
Uncontrolled Keywords: Ursprünglichen Massenfunktion , IMF , CMFMassive stars , Star Formation , Interferometer , Initial Mass Function
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