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Theory of Disks and Outflows around Massive Young Stellar Objects

Vaidya, Bhargav

German Title: Theorie von Scheibe und Ausflüsse in junge massereiche Sterne

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Abstract

The inner most regions around massive young stellar objects (YSO) are associated with complex interactions between numerous physical processes. Since the inner few Astronomical Units (AU) are tough to resolve observationally, a theoretical approach is important to create a qualitative picture for these regions around young high-mass stars. This thesis investigates the interplay between important physical processes with respect to the dynamics of jets and inner accretion disks. This thesis provides a bridge between the physical structures of the inner and the outer disk, where the later is observationally easier to access. Above all, the importance of the radiative force in altering the dynamics of a magnetically launched jet is outlined in this thesis. A thin accretion disk model with proper gas and dust opacities is applied for a luminous young high-mass star. This study has furnished estimates of various physical quantities in the inner few AU of the accretion disk. In particular, I have found that the mid-plane temperature around 0.1 AU could be as high as 10^5 K for a 10 Msun star. Such high temperatures in the disk destroy most of the dust grains already at large radii from the central star. This in turn reduces the opacity of the accreted matter thereby overcoming the central radiation-pressure from the young massive star. In addition, such disks are stable to gravitational fragmentation inside of 100 AU from the central star. Thus they form an ideal launching base for long-lasting outflows. Outflows and jets are an ubiquitous phenomenon in young massive star forming regions. Obser- vational surveys have suggested that the outflows become wider as the star grows in luminosity (thus mass) with time. I have performed magneto-hydrodynamical simulations of jet launching in presence of radiative forces from the luminous star and the inner hot accretion disk. The major outcome of this work, is that the radiative force from the central star plays a dominating role in accelerating and de-collimating the magnetically launched jet, while the influence of the disk ra- diative force is rather small. In addition, conducting an extensive parameter study, I have found that the outflows become wider as the mass (or luminosity) of the central star increases. The degree of collimation is also affected by the magnetic field strength and optical thickness of the line. This interplay of radiative and magnetic forces provides a physical insight to the trend in degree of collimation suggested by observations. Finally, a fully three-dimensional simulation is conducted to understand the manner in which the inner accretion disk transports material onto the central massive star. The hydrodynamic flow in the disk is simulated in the presence of radiative transfer and/or self-gravity. The transport of angular momentum is solely due to gravitational torques. My first results indicate that a locally isothermal disk becomes gravitationally instable and fragments in the inner parts as it is fed with matter from the outer massive core with a steady accretion of 10^-3 Msun yr^-1. About 10% of the mass added onto the disk is accreted onto the central star in form of clumps. On the other hand, no fragmentation is seen in an adiabatic disk whose initial temperature profile is consistently derived from radiative transfer calculations. This investigation complements the above semi-analytical study of the inner disk to single out the physics of angular momentum transport in massive accretion disks.

Translation of abstract (German)

In den innersten Regionen um junge, massereiche Sterne treten komplexe Wechselwirkungen zwischen einer Vielzahl physikalischer Prozesse auf. Da es mit Beobachtungen schwierig ist, die inneren Astronomischen Einheiten(AE) auf zulösen,ist ein theoretischer Ansatz wichtig,um sich ein qualitatives Bild dieser Regionen um junge, massereiche Sterne zu schaffen. Diese Arbeit untersucht das Zusammenspiel wichtiger physikalischer Prozesse hinsichtlich der Dynamik von Jets und der der inneren Akkretionsscheiben. Sie spannt eine Brücke zwischen den Morphologie n der inneren und äußeren Scheibe, wobei letztere für Beobachtungen leichter zugänglich ist. Zudem wird die Bedeutung der Strahlungsdruck für die Änderung der Dynamik von magnetisch beschleunigten Jets behandelt. Für die Akkretionsscheibe um den leuchtkräftigen, jungen, massereichen Stern wird das Modell einer dünnen Scheibe mit geeigneten Gas- und Staubopazitäten angewandt. Diese Studie liefert Abschätzungen für zahlreiche physikalische Größen innerhalb der inneren AE der Akkretionsscheibe. Im Besonderen habe ich herausgefunden, dass die Temperatur in der Mittelebene bei einem Radius von 0,1 AE um einen Stern der Masse 10 Msun bis zu 10^5 K erreichen kann. Solch hohe Temperaturen in der Scheibe zerstören den größten Teil der Staubteilchen bereits innerhalb eines relativ großen Radius um den Stern. Dies wiederum reduziert die Opazität der akkretierten Materie, wodurch der zentrale Strahlungsdruck des jungen, massereichen Sterns überwunden wird. Zudem sind solche Scheiben innerhalb von 100 AE um den Stern stabil gegenüber einer gravitativer Instabilität. Somit herrschen in diesen Scheiben ideale Voraussetzungen zur Entstehung von langanhaltenden Ausflüssen. Ausflüsse und Jets sind allgegenwärtige Phänomene in jungen, massereichen Sternentstehungs- gebieten. Beobachtungsprogramme gaben Hinweise darauf, dass sich diese Ausflüsse mit der zeitlich ansteigenden Leuchtkraft (oder Masse) des Sterns aufweiten. Dazu habe ich magneto-hydro-dynamische Simulationen über den einsetzenden Jet durchgeführt, unter Berücksichtigung der Strahlungskräfte des leuchkräftigen Sterns und der inneren, heißen Akkretionsscheibe. Ein wichtiges Resultat dieser Arbeit ist dabei, dass die Strahlungsdruck des Sterns eine dominierende Rolle bei der Beschleunigung und Aufweitung der magnetisch hervorgerufenen Jets spielt. Der Einfluss der Strahlungskraft der Scheibe ist dagegen vergleichsweise gering. Zusätzlich habe ich durch eine umfassende Untersuchung der relevanten Parameter herausgefunden, dass sich die Ausflüsse mit zunehmender Masse des Sterns aufweiten. Zudem wird der Grad der Bündelung durch die magnetische Feldstärke und die optische Tiefe beeinflußt. Diese erlaubt eine physikalische Erklärung der Beobachtungsergebnisse. Schließlich wurde eine, dreidimensionale Simulation durchgeführt, um die Art und Weise, in der die innere Akkretionsscheibe Materie auf den Stern transportiert, zu verstehen. Die hydrodynamische Gasdynamik in der Scheibe wurde dabei unter Rücksichtnahme von Strahlungstransport und/oder Eigengravitation simuliert. Der Drehimpulstransport ist dabei ausschlielich durch die Eigengravitation bedingt. Meine ersten Ergebnisse lassen darauf schließen, dass eine lokal isotherme Scheibe gravitativ instabil wird und in den inneren Gebieten fragmentiert, wenn sie mit Materie aus den äußeren Bereichen mit einer stetigen Rate von 10^-3 Msun yr^-1 versorgt wird. Etwa 10% der der Scheibe hinzugeführten Masse wird dabei in klumpiger Form auf den Stern akkretiert. hingegen lässt sich keine Fragmentation in einer adiabatischen Scheibe erkennen, deren ursprüngliches Temperaturprofil mittels Strahlungstransportberechnungen bestimmt wurde. Diese Untersuchung ergänzt die oben diskutierte semi-analytische Studie der inneren Scheibe, um die Physik des Drehimpulstransports in massereichen Akkretionsscheiben herauszuarbeiten.

Item Type: Dissertation
Supervisor: Fendt, Dr. PD Christian
Date of thesis defense: 26 October 2011
Date Deposited: 17 Nov 2011 10:40
Date: 2011
Faculties / Institutes: Service facilities > Max-Planck-Institute allgemein > MPI for Astronomy
Subjects: 520 Astronomy and allied sciences
Uncontrolled Keywords: accretion disks , jets and outflows , massive star formation , magnetohydrodynamics , radiation
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