German Title: Molekulare Kühlung und Emissionen in großskaligen Simulationen von protostellaren Jets

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Abstract

Der Ursprung der molekularen Infrarotemission im Zusammenhang mit protostellaren Jets der Klasse 0 und Klasse 1 (z.B. HH211 und HH46/47) ist nicht vollständig verstanden. Ein Modell, das diese Phänomene erfolgreich beschreibt ist das ”jet-driven outflow“ Modell. Dieses erklärt die Abstrahlung durch einen kollimierten Jet, der mit hoher Geschwindigkeit auf die molekulare Materie in der Umgebung trifft und diese in Schocks anregt und mit sich reit. Obgleich dieses Szenarium sehr erfolgreich die Dynamik und Morphologie des Ausflusses beschreibt, ist weiterhin unklar, ob Schocks des Typ J oder C diese Emission verursachen. Die physikalische Beschaffenheit des Gases, namentlich der Ionisierungsgrad und das Magnetfeld, sind wesentliche Parameter, die die genaue Art des Schock bestimmen. Da jedoch die direkte Umgebung von Klasse 0 Objekten aus dichtem Gas hoher Extinktionsrate innerhalb eines molekularen Kerns besteht, ist die direkte Beobachtung dieser Daten unmglich. Daher spielt die numerische Modellierung eine wichtige Rolle bei der Erforschung der beobachteten Ausflüsse. Wir haben ein Modul für den astrophysikalischen Simulationscode PLUTO entwickelt und getestet, das die molekulare Nichtgleichgewichtschemie und Khlung in einem Jet während seiner Interaktion mit dem molekularen Gas des umgebenden protostellaren Kerns simuliert. Unter Verwendung von großskaligen magnetohydrodynamischen Simulationen auf adaptivem Gitter finden wir bedeutende Infrarotemissionen von molekularem Gas das in J-Schocks angeregt wurde. Unsere Ergebnisse zeigen, dass diese Abstrahlung sowohl durch direkte Schocks (”prompt entrainment“) oder durch Abtragung und Abdampfung des Umgebungsgases verursacht werden kann. Die Eigenschaften der Emission sind stark von den absoluten und relativen Dichten der Jetmaterie und des Umgebungsgases und von dem Vorhandensein eines moderaten Magnetfeldes (in der Größenordnung 30 micro Gauss - 120 micro Gauss) um protostellaren Kern abhängig. Beim Vergleich mit Beobachtungen zeigt sich, das die berechnete Abstrahlungsintensität von der selben Größenordung wie die beobachtete ist. Wir zeigen wie die Emission verschiedener Quellen am Himmel von den hier untersuchten Parametern abhängt.

Translation of abstract (English)

The origin of infrared molecular emission associated with Class 0 and Class I protostellar outflows (such as HH211 and HH46/47) is still not fully resolved. One successful model for describing such phenomena is the jet-driven outflow model. It proposes that the emission occurs as a high velocity collimated jet outflow shocks, excites and entrains the molecular ambient matter. Although this scenario does achieve significant success in describing the dynamics and morphology of the outflow, the exact nature of the type of shock causing the emission in such a case - J-type or C-type - is still unclear. Physical conditions in the gas, such the ionisation fraction and magnetic field, are crucial parameters determining the type of shock that will form. However, the immediate region around the class 0 sources producing molecular outflows usually consists of dense, high-extinction gas within a molecular core, impeding observational data regarding these details. Therefore, numerical modelling can play an important role in explaining the observed outflows. We have developed and tested a module, implemented within the PLUTO astrophysical code, to simulate the non-equilibrium molecular chemistry and cooling in a jet outflow which is interacting with its surrounding molecular core gas. Using large scale adaptive mesh magnetohydrodynamical simulations, we predict observationally significant amounts of infrared emissions from J-shock excited molecular gas. We find that the emission can be caused either by direct shocking (”prompt entrainment”) or entrainment and ablation of the ambientgas. We find that the nature of this emission is strongly dependent on absolute and relative densities of the jet and ambient medium, and on the presence of moderate magnetic fields (30 micro Gauss - 120 micro Gauss) in the core. Comparing our results with observations, we confirm that the magnitudes for the emission strength agree with those observed in several sources. Furthermore we demonstrate how the appearance of the emission in different sources depends on the parameters explored here.