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Massive star formation [Elektronische Ressource] : the role of disks / put forward by Cassandra Lorlene Fallscheer

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DISSERTATIONSUBMITTEDTOTHECOMBINEDFACULTIESOFTHENATURALSCIENCESANDMATHEMATICSOFTHERUPERTO CAROLA UNIVERSITYOFHEIDELBERG,GERMANYFORTHEDEGREEOFDOCTOROFNATURALSCIENCESPUTFORWARDBYCASSANDRALORLENEFALLSCHEERBORNIN:CHICO,CALIFORNIA,USAthORALEXAMINATION:FEBRUARY9 ,2010MASSIVESTARFORMATIONTHEROLEOFDISKSREFEREES: PROF.DR.THOMASHENNINGPRIV.DOZ.DR.HENRIKBEUTHERDedicatedtothepeopleoftheKiwanisChicoCommunityObservatorywhotaughtmeto“keeplookin’up”.AbstractIn this thesis, I study three different evolutionary stages of the massive star formation pro cesslookingforsupportingevidenceforanaccretion basedformationscenarioofmassivestars.Thefirstsourcestudied,theInfraredDarkCloudIRDC18223 3,isatoneoftheearliestobserv ablephasesofmassivestarformation. Thissourceischaracterizedbyacone shapedmolecularoutflowcomponentwhichisusedtoestablishtheoutfloworientation. Avelocitygradienttraced+by the molecule N H but more convincingly by CH OH is indicative of a rotating object ori 2 3entedorthogonallytotheoutflowdirection. Thisobjectisontheorderof28,000AUinsizeanddoesnotexhibitKeplerianrotation,butmayhostadiskwithin. Modelingthisvelocitygradientshowsthatasinglerotatingandinfallingentityiscapableofreproducingtheobservations.Moving to a High Mass Protostellar Object, IRAS 18151 1208, a well defined outflow ori entation is observed as well as an elongation in the 1.3 millimeter dust continuum that is per-pendiculartotheoutflow.

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Published 01 January 2010
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Language English
Document size 10 MB

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DISSERTATION
SUBMITTEDTOTHE
COMBINEDFACULTIESOFTHENATURALSCIENCESANDMATHEMATICS
OFTHERUPERTO CAROLA UNIVERSITYOFHEIDELBERG,GERMANY
FORTHEDEGREEOF
DOCTOROFNATURALSCIENCES
PUTFORWARDBY
CASSANDRALORLENEFALLSCHEER
BORNIN:CHICO,CALIFORNIA,USA
thORALEXAMINATION:FEBRUARY9 ,2010MASSIVESTARFORMATION
THEROLEOFDISKS
REFEREES: PROF.DR.THOMASHENNING
PRIV.DOZ.DR.HENRIKBEUTHERDedicatedtothepeopleoftheKiwanisChicoCommunityObservatorywhotaughtmeto
“keeplookin’up”.Abstract
In this thesis, I study three different evolutionary stages of the massive star formation pro
cesslookingforsupportingevidenceforanaccretion basedformationscenarioofmassivestars.
Thefirstsourcestudied,theInfraredDarkCloudIRDC18223 3,isatoneoftheearliestobserv
ablephasesofmassivestarformation. Thissourceischaracterizedbyacone shapedmolecular
outflowcomponentwhichisusedtoestablishtheoutfloworientation. Avelocitygradienttraced
+by the molecule N H but more convincingly by CH OH is indicative of a rotating object ori 2 3
entedorthogonallytotheoutflowdirection. Thisobjectisontheorderof28,000AUinsizeand
doesnotexhibitKeplerianrotation,butmayhostadiskwithin. Modelingthisvelocitygradient
showsthatasinglerotatingandinfallingentityiscapableofreproducingtheobservations.
Moving to a High Mass Protostellar Object, IRAS 18151 1208, a well defined outflow ori
entation is observed as well as an elongation in the 1.3 millimeter dust continuum that is per-
pendiculartotheoutflow. ThiselongationismodeledusingaMonteCarlo3Dradiativetransfer
code. Comparingthemodelingresultstothoseoflowmassprotostarsitisdeducedthatascaled
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.
Thediskmass,outerradius,andcentralstar’smassandluminosityallincrease.
The third source studied in this thesis, the hot molecular core IRAS 18507+0121, exhibits
therichchemistrycharacterizingthehotcorephaseofmassivestarformation. Theoutflowori
entation is confirmed and each chemical species is looked at for indication of rotation. Some
whatsurprisingly,clearsignaturesofrotationarenotdetectedandseveralpossibleexplanations
for this are discussed such as insufficient spatial resolution. However, along the lines of what
hasbeenobservedinIRAS18151 1208,aslightelongationinthedustcontinuumperpendicular
totheoutfloworientationisdetected.
Severalapproachesareexploredasameansofstudyingwhethertheobservabledifferences
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,thetrendsseeninthesecasestudiescanbeattributedtoanevolutionarysequence.
Theresultsofthisthesisareconsistentwithanaccretionbasedformationmechanismofmassive
stars and I conclude that the structural changes of the observed disk like structures from large
scaletomorecompactmaybetheresultofevolution.Zusammenfassung
In dieser Arbeit untersuche ich anhand dreier Beispiele unterschiedliche Stadien masserei
cherSternentstehung,umHinweisezufinden,dieeineBeschreibungdesEntstehungsprozesses
massereicherSternemitHilfevonAkkretionstutzen.¨ DieersteuntersuchteQuelle,dieDunkel
wolke IRDC 18223 3, befindet sich in einer der fr uhesten¨ beobachtbaren Entwicklungsphasen
massereicher Sterne. Charakteristisch fur¨ diese Quelle ist ihr kegelformiger¨ molekularer Aus
fluss, mit dessen Hilfe die Ausflussausrichtung bestimmt wird. Der Geschwindigkeitsgradient,
+der mit Hilfe von N H , verlasslicher¨ noch mit Hilfe von CH OH, detektiert wird, weist auf2 3
ein rotierendes Objekt hin, dessen Drehachse parallel zur Ausflussrichtung steht. Die Große¨
diesesObjektsliegtinderGroßenordnung¨ von28.000AEundweistkeineKepler Rotationauf,
konnte¨ imInnerenabereineScheibebeherbergen. DieModellierungdiesesGeschwindigkeits
gradientenzeigt,dasseineinzelnes,rotierendesundinsichzusammensturzendes¨ Objektinder
Lageist,dieBeobachtungenwiederzugeben.
BeimmassereichenprotostellarenObjektIRAS18151 1208wirdnebeneinerwohldefinierten
Ausflussrichtungeinedazusenkrechte,langliche¨ StrukturinderStaubkontinuumsstrahlungbei
1.3Millimeternbeobachtet. DieseElongationwirdmitHilfeeines3DMonte CarloStrahlungs
transportprogrammesmodelliert. DerVergleichdiesesModellsmitModellenvonProtosternen
geringer Masse lasst¨ 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 Skalenhohe¨ gemessen bei circa einem Drittel des außeren¨ Radius, un
verandert¨ im Vergleich zum Modell fur¨ massearme Sterne. Die Masse der Scheibe und deren
außerer¨ RadiussowiedieMassedesZentralobjektsunddessenLeuchtkrafterhohen¨ sich.
Die dritte Quelle die in dieser Arbeit untersucht wird, der heiße molekulare Kern IRAS
¨ ¨18507+0121, weist die vielfaltige chemische Zusammensetzung, die fur die heiße Kern Phase
derEntstehungmassereicherSternetypischist,auf. DieAusflussausrichtungwirdbestatigt¨ und
¨jedechemischeSpezieswirdaufAnzeichenvonRotationhinuntersucht. Uberraschenderweise
werden keine klaren Rotationsanzeichen detektiert und einige mogliche¨ Erklarungen¨ hierfur¨
werdendiskutiert,wiezumBeispieleinemoglicherweise¨ unzureichenderaumliche¨ Auflosung.¨
Jedoch findet sich, ahnlich¨ den Beobachtungen von IRAS 18151 1208, eine leichte Elongation
senkrechtzumAusflussinderStaubkontinuumsstrahlung.
Die beschriebenen Unterschiede in Regionen massereicher Sternentstehung werden da
raufhin untersucht, ob sie auf die unterschiedliche Entwicklung zuruckzuf¨ uhren¨ sind. Fur¨
sich betrachtet reicht kein Indikator aus, um eine definitive Altersreihenfolge der drei Quellen
festzulegen. Zusammengenommen konnen¨ aber die Tendenzen, die in diesen drei Fallstudien
gesehenwerden,einerEntwicklungsgeschichtezugeordnetwerden. DieErgebnissedieserDis
sertationstehenimEinklangmiteinemakkretionsbasiertenEntstehungsmechanismusmasserei
cher Sterne, und ich folgere, dass die beobachteten strukturellen Veranderungen¨ der scheiben
ahnlichen¨ Systeme von großraumig¨ zu kompakt Folge des Evolutionsprozesses massereicher
Sternentstehungsgebietesind.Contents
TableofContents i
ListofFigures v
ListofTables vii
1 Introduction 1
1.1 MassiveStarFormation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1
1.2 RotationandDisks . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3
1.2.1 Theory . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3
1.2.2 Observations . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 5
1.3 TheToolsoftheTrade . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7
1.4 ASampleofMassiveStarFormationRegions . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8
2 RotationalStructureandOutflowintheInfraredDarkCloud18223 3 11
2.1 Introduction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 12
2.2 Observations . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13
2.2.1 SubmillimeterArray . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13
2.2.2 PlateaudeBureInterferometer . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 16
2.2.3 PicoVeleta30mTelescope . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 16
2.3 ResultsandDiscussion . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18
2.3.1 LargeScaleEmission . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18
2.3.2 MillimeterContinuumEmission . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 19
2.3.3 OutflowProperties . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 20
2.3.4 AgeoftheSystem . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 23
2.3.5 RotationalStructure . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 24
2.3.6 TheoreticalModeling . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 26
2.4 Conclusions . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 28
3 Ahighmassdustydiskcandidate: thecaseofIRAS18151 1208 33
3.1 Introduction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 34
3.2 Observations . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 35
iii CONTENTS
3.2.1 SubmillimeterArray . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 35
3.2.2 PicoVeleta30mTelescope . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 36
3.3 ObservationalResults . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 38
3.3.1 MillimeterContinuumEmission . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 38
3.3.2 LineData . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 38
3.3.3 SpectralEnergyDistribution . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 40
3.4 Modeling . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 41
3.4.1 TheMonteCarlo3DRadiativeTransferCode . . . . . . . . . . . . . . 41
3.4.2 TheDisk . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 41
3.4.3 TheDustModel . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 42
3.4.4 ObservationalConstraints . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 42
3.4.5 TheParameterSpace . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 43
3.5 ComparingtheModelwithObservations . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 44
3.6 Discussion . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 47
3.6.1 TestingtheParameterSpace . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 47
3.6.2 ComparisonwithTTauriStars . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 50
3.6.3 RotationandInfall . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 52
3.6.4 PredictionsforFutureObservatories . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 52
3.7 Conclusions . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 53
4 TheHotCoreSource: IRAS18507+0121 55
4.1 Introduction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 55
4.2 Observations . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 56
4.2.1 SubmillimeterArray . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 57
4.2.2 PicoVeleta30mTelescope . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 59
4.3 ResultsandDiscussion . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 59
4.3.1 MillimeterContinuumEmission . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 59
4.3.2 LineDataandOutflowProperties . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 60
4.3.3 VelocityStructure. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 64
4.4 Conclusions . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 65
5 ComparisonoftheCaseStudies 67
5.1 TheSpectralApproach . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 68
5.1.1 InfraredObservations . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 68
5.1.2 SMASpectra . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 68
5.1.3 CH OH . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 703
185.1.4 C OLineWidth . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 70
5.2 ThePhysicalApproach . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 70
5.2.1 OutflowExtentandOutflowDynamicalAge . . . . . . . . . . . . . . 71
5.2.2 SpatialExtentoftheDisk likeObject . . . . . . . . . . . . . . . . . . 71