Veröffentlichungen

• Chira, R.-A., Beuther, H., Linz, H., Schuller, F., Walmsley, C. M., Menten, K. M., Bonfman, L., 2013
  Characterization of infrared dark clouds. NH3 observations of an absorption-contrast selected IRDC sample

Master-Arbeit (auf Englisch)

What is the most reliable tracer of core collapse in dense clusters?

Abstract

Kontext. In den letzten Jahren haben aktuelle Beobachtungen und Studien die Wichtigkeit von Filament-artigen Netzwerken in Molekülwolken als Brutstätten neuer Sterne betont. Da solche Umgebungen viel komplexer sind als die isolierter Kerne, ist es essentiell, zu verstehen, wie die beobachteten Linienprofilen von kollabierenden Kernen von den sie umgebenen Filamenten beeinusst werden.
Mittel. Die Emissionslinien, die aus kollabierenden, in Filamenten eingebetteten Kernen ausgesendet werden, werden mittels Strahlungstransportberechnugen modelliert. Die Asymmetrien der Linienprofile werden untersucht und mit denen verglichen, die von isolierten Kernen erwartet werden.
Methoden. In drei Kernen modelliere ich die Spektrallinien der (1-0), (2-1), (3-2), (4-3) und (5-4) übergänge von sechs Molekülen. Drei von ihnen, HCN, HCO+ und CS, sind optisch dick, während von den anderen drei, N2H+, H13CO+ und 13CO, angenommen wird, dass sie optisch dünn sind.
Ergebnisse. Ich fand heraus, dass weniger als 50% der simulierten Linienprofile des (1-0) übergangs blaue Einfallsasymmetrien aufzeigen. Der Anteil an blau asymmetrischen Linienprofilen nimmt bei höheren übergängen bis zu etwa 90% im (4-3) übergang zu. Die Ursprünge nicht-blauer Merkmale in den Linienprofilen konnte mittels der Optische Tiefe-Oberfächen in den Filamenten um die eingebetteten Kerne lokalisiert werden.
Fazit. Auch in irregulären, eingebetteten Kernen können Einfallsbewegungen der Gase durch blau asymmetrische Linienprofile optisch dicker Indikatoren nachvollzogen werden. Der beste Indikator unserer Probe ist der (4-3) übergang von HCN, jedoch erweisen sich auch die (3-2) und (5-4) übergänge von HCN und HCO+ als gute Indikatoren.

Arbeit  [ 12.1MB pdf ]

Bachelor-Arbeit (auf Englisch)

Characterisation of Infrared Dark Clouds

Zusammenfassung

Die anfängliche Massenfunktion (englisch: Initial Mass Function, IMF) zeigt eine Verteilung, die angibt, wie viele Sterne bestimmter Massen existieren. Das Maximum dieser Verteilung liegt zwischen 0,1 und 1 Sonnenmassen. Also gibt es mehr masseärmere Sterne als massereichere. Allerdings machen diese massereichen Sterne den Hauptteil der Leuchtkraft der Galaxie aus. So kommt es, dass sie die einzigen Objekte sind, die man in anderen Galaxien effektiv beobachten kann. Deshalb ist es nicht nur für das allgemeine Verständnis der Sternentstehung wichtig, zu verstehen, wie diese Sterne entstehen, sondern auch für das Verständis von Strukturen aller Galaxien. Grob gesehen entstehen massereiche Sterne ähnlich wie masseärmere. Allerdings gibt es ein paar Faktoren, die zusätzlich berücksichtigt werden müssen, zum Beispiel die Notwendigkeit sehr massereicher Molekülwolken and hoher Akkretionsraten. Es gibt verschiedene Szenarien, die uns bei der Simulation der einzelnen Entwicklungsschritte helfen sollen. Um realistische Simulationen schreiben und diese mit Beobachtungen vergleichen zu können, benötigt man gute Kenntnisse der Anfangsbedingungen der Regionen, in denen Sterne entstehen. Meine Untersuchungen konzentrieren sich auf die anfänglichen Stadien der infraroten Dunkelwolken (englisch: infrared dark clouds, IRDCs), welche man für Geburtstätten von Sternen hält, die allerdings noch keine protostellaren Objekte enthalten. Um mehr über die Anfangsbedingungen dieser IRDCs zu lernen, wurden 220 sehr kontrastreiche Kandidaten aus ausgewählt. Basierend auf den Beobachtungen im Infraroten durch das Midcource Space Experiment (MSX) wurde ein Katalog möglicher IRDCs kreiert, welcher alle Regionen erhält, deren Kontrast, welcher als Kontrast = ( Hintergrund - Bild ) / Hintergrund definiert ist, signifikant gegenüber dem hellen Hintergrund ist. Die 220 IRDC Kandidaten wurden mit dem 100m-Effelsberg Radio Teleskop im Ammoniak beobachtet. Mit diesen Daten war es mir möglich, die Rotationstemperaturen und Säulendichten von Ammoniak, sowie die Entfernungen und Virialmassen der IRDCs zu berechnen. Zusätzlich verwendete ich die Daten des Atacama Pathfinder Experiment (APEX) Telescope Large Area Survey of the Galaxy (ATLASGAL), welcher die galaktische Ebene in der Staubemission bei 870 μm kartierte, um die Gasmassen und Virialparameter dieser Auswahl bestimmen zu können. ATLASGAL hat einen großen Teil der galaktischen Mittelebene in submillimeter Wellenlängen beobachtet und ist somit hilfreich zum Bestimmen der Anfangsbedingungen wie Gasmassen, Säulendichten, Dichtestrukturen, sowie für Untersuchungen ganzer großflächiger Morphologien. Die IRDCs haben im Mittel Rotationstemperaturen von etwa 15 K, Linienbreiten zwischen 0,5 und 2,5 km s^−1, Säulendichten in der Gröÿenordnung von 10^15 cm^2 g^-1. Damit sind sie kälter und weniger turbulent als die weiter entwickelten Regionen, in denen massereiche Sterne entstehen. Die Virialmassen liegen zwischen 100 und ein paar 1000 M , was ausreicht, um massereiche Sterne entstehen zu lassen. Der Virialparameter ist definert als das Verhältnis zwischen gravitativer und kinetischer Energie einer Quelle. Die Parameter der ausgewählten IRDCs liegen im Bereich von etwa 1. Dies deutet darauf hin, dass die Quellen annähernd im virialen Gleichgewicht sind. In meiner Arbeit möchte ich diese Ergebnisse detaillierter präsentieren, in einem astrophysikalischen Kontext interpretieren und die Parameter mit einer Auswahl massereicher protostellarer Objekte (englisch: high-mass protostellar objects, HMPOs; gelten als nächstes Stadium in der Entwicklung massereicher Sterne) einer früheren Beobachtung vergleichen.

Arbeit  [ 18.1MB pdf ]

Konferenz Artikeln