Skip to main content
Login | Suomeksi | På svenska | In English

Filamentaarisen molekyylipilven stabiilisuusanalyysi : Soveltaminen Taurus Molecular Cloud-1 pilveen

Show full item record

Title: Filamentaarisen molekyylipilven stabiilisuusanalyysi : Soveltaminen Taurus Molecular Cloud-1 pilveen
Author(s): Kyyrö, Paula
Contributor: University of Helsinki, Faculty of Science, Department of Physics
Discipline: Astronomy
Language: Finnish
Acceptance year: 2012
Abstract:
Filamentary structures appear to be very common in molecular clouds which are known to be the birth sites of stars. These interstellar filaments of gas and dust can have a dominant role in star formation. According to the current understanding of star formation, large-scale supersonic MHD turbulence present in the clouds tends to form these narrow elongated structures which are then broken into dense clumps through gravitational instability. The aim of my Master's thesis is to study the formation of stars by first reviewing the classical stability analysis of the most common self-gravitating structures subject to harmonic disturbances, having an emphasis on cylindrical symmetry which can be used to describe the behaviour of filamentary structures. Especially the density distribution, the critical line mass and the stability criterion (Jeans length) for self-gravitating isothermal cylinder are presented. Then the theory is applied to an individual target, a filament known as Taurus Molecular Cloud–1 (TMC–1). The goal is to investigate if the observed structures are in agreement with theoretical models and if stars can be formed in the filament through gravitational instability. By examining the properties of the cloud it is possible to find out when gravity (instead of external pressure) begins to dominate the evolution of the cloud. Important supportive forces, thermal pressure and turbulence, can be studied by observing standard molecular line tracers as ammonia. Ammonia NH3(1,1) and NH3(2,2) inversion lines are measured with the Effelsberg 100-m telescope in order to derive e.g. gas kinetic temperatures and non-thermal velocity dispersions along the TMC–1 filament. Furthermore, supplementing the molecular line data with the data from SCUBA 850 micron dust emission map of the cloud (Nutter et al., 2008) and assuming that the gas kinetic temperature equals to the dust temperature (Tkin = Tdust), hydrogen column densities can be calculated. Moreover, the cross-sectional column density profiles in several places along the filament can be fitted with the classical model of a hydrostatic isothermal cylinder by Stodolkiewicz (1963). The model fits roughly to the cross-sectional column density profiles. The fragment lengths or the projected clump separations along the ‘backbone’ of the filament (longitudinal profile) are derived from the intensity maxima seen in the SCUBA data. The observed fragment lengths along the filament are compared with the Jeans lengths and the fastest growing modes of disturbance predicted from Stodolkiewicz's model in order to investigate the star-forming potential of TMC-1. The observed clump separations are in a rough agreement with the local theoretical Jeans lengths. Moreover, the longitudinal SCUBA intensity profile is expanded into Fourier series, and the wavelengths corresponding to the dominating amplitudes are calculated. These wavelengths are compared with theoretical Jeans lengths in order to investigate if the perturbations travelling in the filament can cause collapse or if they are only ‘sound waves’. Two wavelengths, lambda = 0.23 pc and lambda = 0.30 pc, exceed the local theoretical Jeans length and hence may cause collapse within the filament and trigger star formation in the fragments.
Tähtien syntyalueiden molekyylipilvissä nähdään usein filamentaarisia eli nauhamaisia rakenteita, joilla saattaa olla jopa hallitseva rooli tähtien syntyprosessissa. Filamentit syntyvät todennäköisesti pilvissä kulkevan suuren skaalan turbulenssin seurauksena ja sisältävät painovoiman sitomia tiheitä ytimiä. Ytimet voivat pilkkoutuvat edelleen gravitaatioluhistumisen seurauksena tähdiksi. Pro Gradu -työssäni tutustun tähtien syntyyn oman painovoimansa alla luhistuvina systeemeinä. Kirjallisuuteen perustuvassa osassa kokoan yhteen klassisia teoreettisia stabiilisuusanalyysejä yleisimmille struktuureille, mm. isotermiselle hydrostaattiselle levylle ja sylinterille. Sylinterille esitetään tasapainotiheysjakauma, kriittinen viivatiheys ja aallonpituus (Jeansin pituus), jonka ylittävät häiriöt johtavat painovoimaluhistumiseen. Työn havainto-osassa teoriaa sovelletaan filamentaariseen pilveen Taurus Molecular Cloud–1 (TMC–1). Tavoitteena on selvittää, ovatko filamentin havaitut ominaisuudet klassisten mallien mukaisia ja voiko TMC–1:ssä syntyä tähtiä gravitaatioluhistumisen avulla. Pilven ominaisuuksia tutkimalla voidaan selvittää, missä vaiheessa painovoima (ulkoisen paineen sijaan) alkaa hallita pilven kehitystä. Tärkeitä gravitaatiota vastustavia voimia, termistä painetta ja kaoottista nopeushajontaa (turbulenssia), voi tutkia molekyyliviivahavaintojen avulla. Effelsbergin 100-m teleskoopilla tehtyjen ammoniakin NH3(1,1) ja NH3(2,2) -inversiosiirtymämittausten avulla johdetaan kaasun kineettiset lämpötilat ja turbulenttiset nopeusdispersiot pitkin filamenttia. Lisäksi kun yhdistetään molekyyliviivahavainnoista saadut tulokset pölyn 850 μm SCUBA-emissiokartan (Nutter et al., 2008) kanssa ja oletetaan, että kaasun kineettinen lämpötila ja pölyn lämpötila ovat samat (Tkin = Tdust), voidaan määrittää vedyn pylvästiheydet. Käyttämällä Stodolkiewiczin (1963) klassista mallia hydrostaattiselle isotermiselle sylinterille voidaan sovittaa intensiteettimalli filamentin poikittaissuuntaisiin SCUBA-profiileihin. Profiilit vastaavat likimääräisesti sylinterimallin ennustusta. Pitkin filamentin ‘selkärankaa’ intensiteetissä nähdään useita huippuja ja laaksoja, joiden voidaan olettaa edustavan tiheämpiä ja harvempia kohtia. SCUBA-datan intensiteettimaksimit vastaavat siis fragmentaatioetäisyyksiä eli projisoituja tihentymien välimatkoja. Havaittuja fragmentaatioetäisyyksiä verrataan Stodolkiewiczin mallin antamiin Jeansin pituuksiin ja nopeimmin kasvaviin aallonpituuksiin. Tihentymien välimatkat vastaavat karkeasti paikallisia Jeansin pituuksia. Pitkittäinen SCUBA-intensiteettiprofiili kehitetään vielä Fourier-sarjaksi, jonka avulla selvitetään hallitsevia aaltoja vastaavat aallonpituudet. Vertaamalla hallitsevia aaltoja teoreettisiin Jeansin pituuksiin voidaan selvittää, pystyvätkö pilvessä etenevät häiriöt aiheuttamaan luhistumista vai ovatko ne vain ‘ääniaaltoja’. Kaksi näistä, lambda = 0.23 pc ja lambda = 0.30 pc, ylittää pilven olosuhteiden määräämän kriittisen aallonpituuden ja tulee todennäköisesti johtamaan filamentin pilkkoutumiseen ja tähtien syntyyn luhistuneissa fragmenteissa.


Files in this item

Files Size Format View
gradu_pkyyro_finished.pdf 1.651Mb PDF

This item appears in the following Collection(s)

Show full item record