Directly to content
  1. Publishing |
  2. Search |
  3. Browse |
  4. Recent items rss |
  5. Open Access |
  6. Jur. Issues |
  7. DeutschClear Cookie - decide language by browser settings

Massive Star Formation : the Role of Disks

Fallscheer, Cassandra

German Title: Die Rolle von Akkretionsscheiben in massereicher Sternentstehung

[img]
Preview
PDF, English Print-on-Demand-Kopie (epubli)
Download (10Mb) | Lizenz: Print on Demand

Citation of documents: Please do not cite the URL that is displayed in your browser location input, instead use the persistent URL or the URN below, as we can guarantee their long-time accessibility.

Abstract

In this thesis, I study three different evolutionary stages of the massive star formation process looking for supporting evidence for an accretion-based formation scenario of massive stars. The first source studied, the Infrared Dark Cloud IRDC 18223-3, is at one of the earliest observable phases of massive star formation. This source is characterized by a cone-shaped molecular outflow component which is used to establish the outflow orientation. A velocity gradient traced by the molecule N2H+ but more convincingly by CH3OH is indicative of a rotating object oriented orthogonally to the outflow direction. This object is on the order of 28,000 AU in size and does not exhibit Keplerian rotation, but may host a disk within. Modeling this velocity gradient shows that a single rotating and infalling entity is capable of reproducing the observations. Moving to a High Mass Protostellar Object, IRAS 18151-1208, a well-defined outflow orientation is observed as well as an elongation in the 1.3 millimeter dust continuum that is perpendicular to the outflow. This elongation is modeled using a Monte Carlo 3D radiative transfer code. Comparing the modeling results to those of low mass protostars it is deduced that a scaled up version of low-mass star formation provides a plausible description of the observations in this high mass case. In the scaled up version, the density and flaring exponents as well as the relative scale height at one third of the outer radius remain the same as in the low-mass model. The disk mass, outer radius, and central star's mass and luminosity all increase. The third source studied in this thesis, the hot molecular core IRAS 18507+0121, exhibits the rich chemistry characterizing the hot core phase of massive star formation. The outflow orientation is confirmed and each chemical species is looked at for indication of rotation. Somewhat surprisingly, clear signatures of rotation are not detected and several possible explanations for this are discussed such as insufficient spatial resolution. However, along the lines of what has been observed in IRAS 18151-1208, a slight elongation in the dust continuum perpendicular to the outflow orientation is detected. Several approaches are explored as a means of studying whether the observable differences in the massive star formation regions are a result of evolution. Taken individually, no indicator is sufficient to definitively determine an age sequence for the three sources. However, taken collectively, the trends seen in these case studies can be attributed to an evolutionary sequence. The results of this thesis are consistent with an accretion based formation mechanism of massive stars and I conclude that the structural changes of the observed disk-like structures from large-scale to more compact may be the result of evolution.

Translation of abstract (German)

In dieser Arbeit untersuche ich anhand dreier Beispiele unterschiedliche Stadien massereicher Sternentstehung, um Hinweise zu finden, die eine Beschreibung des Entstehungsprozesses massereicher Sterne mit Hilfe von Akkretion stuetzen. Die erste untersuchte Quelle, die Dunkelwolke IRDC 18223-3, befindet sich in einer der fruehesten beobachtbaren Entwicklungsphasen massereicher Sterne. Charakteristisch fuer diese Quelle ist ihr kegelfoermiger molekularer Ausfluss, mit dessen Hilfe die Ausflussausrichtung bestimmt wird. Der Geschwindigkeitsgradient, der mit Hilfe von N2H+, verlaesslicher noch mit Hilfe von CH3OH, detektiert wird, weist auf ein rotierendes Objekt hin, dessen Drehachse parallel zur Ausflussrichtung steht. Die Groesse dieses Objekts liegt in der Groessenordnung von 28.000 AE und weist keine Kepler-Rotation auf, koennte im Inneren aber eine Scheibe beherbergen. Die Modellierung dieses Geschwindigkeitsgradienten zeigt, dass ein einzelnes, rotierendes und in sich zusammenstuerzendes Objekt in der Lage ist, die Beobachtungen wiederzugeben. Beim massereichen protostellaren Objekt IRAS 18151-1208 wird neben einer wohldefinierten Ausflussrichtung eine dazu senkrechte, laengliche Struktur in der Staubkontinuumsstrahlung bei 1.3 Millimetern beobachtet. Diese Elongation wird mit Hilfe eines 3D Monte-Carlo Strahlungstransportprogrammes modelliert. Der Vergleich dieses Modells mit Modellen von Protosternen geringer Masse laesst darauf schliessen, dass eine hochskalierte Variante der Entstehung leichter Sterne eine plausible Beschreibung der Beobachtungen im vorliegenden Fall grosser Masse bietet. Bei dieser hochskalierten Variante bleiben sowohl die Dichte- und der Aufweitungs-Exponent wie auch die Skalenhoehe gemessen bei circa einem Drittel des aeusseren Radius, unveraendert im Vergleich zum Modell fuer massearme Sterne. Die Masse der Scheibe und deren aeusserer Radius sowie die Masse des Zentralobjekts und dessen Leuchtkraft erhoehen sich. Die dritte Quelle die in dieser Arbeit untersucht wird, der heisse molekulare Kern IRAS 18507+0121, weist die vielfaeltige chemische Zusammensetzung, die fuer die heisse-Kern-Phase der Entstehung massereicher Sterne typisch ist, auf. Die Ausflussausrichtung wird bestaetigt und jede chemische Spezies wird auf Anzeichen von Rotation hin untersucht. Ueberraschenderweise werden keine klaren Rotationsanzeichen detektiert und einige moegliche Erklaerungen hierfuer werden diskutiert, wie zum Beispiel eine moeglicherweise unzureichende raeumliche Aufloesung. Jedoch findet sich, aehnlich den Beobachtungen von IRAS 18151-1208, eine leichte Elongation senkrecht zum Ausfluss in der Staubkontinuumsstrahlung. Die beschriebenen Unterschiede in Regionen massereicher Sternentstehung werden daraufhin untersucht, ob sie auf die unterschiedliche Entwicklung zurueckzufuehren sind. Fuer sich betrachtet reicht kein Indikator aus, um eine definitive Altersreihenfolge der drei Quellen festzulegen. Zusammengenommen koennen aber die Tendenzen, die in diesen drei Fallstudien gesehen werden, einer Entwicklungsgeschichte zugeordnet werden. Die Ergebnisse dieser Dissertation stehen im Einklang mit einem akkretionsbasierten Entstehungsmechanismus massereicher Sterne, und ich folgere, dass die beobachteten strukturellen Veraenderungen der scheibenaehnlichen Systeme von grossraeumig zu kompakt Folge des Evolutionsprozesses massereicher Sternentstehungsgebiete sind.

Item Type: Dissertation
Supervisor: Beuther, Dr. Priv. Henrik
Date of thesis defense: 9. February 2010
Date Deposited: 22. Feb 2010 07:19
Date: 2010
Faculties / Institutes: The Faculty of Physics and Astronomy > Dekanat der Fakultät für Physik und Astronomie
Subjects: 520 Astronomy and allied sciences
Controlled Keywords: Sternentstehung, Interferometrie, Spektroskopie, Akkretionsscheibe
Uncontrolled Keywords: massereiche Sternentstehung , Ausströmungmassive star formation , accretion disk , outflow , interferometry , spectroscopy
About | FAQ | Contact | Imprint |
OA-LogoLogo der Open-Archives-Initiative