Klumpige PDRs
Zusammenfassung
Molekülwolken und Sternentstehung (SF) sind die grundlegenden Prozesse im kosmischen Zyklus der Materie. Dieser Zyklus hat die Entwicklung des Universums von der Entstehung der ersten Generation von Sternen bis zu seinem heutigen Aussehen geprägt. Die Wechselwirkung der Sternentstehung mit dem interstellaren Medium (ISM) wird am deutlichsten durch sogenannte photonendominierte Regionen (PDR) gekennzeichnet. Mein Forschungsziel ist es, zu einem besseren Verständnis der Physik und der Chemie in PDRs beizutragen. Wenn wir die Entstehung von Planeten und Sternen wirklich verstehen wollen, müssen wir in der Lage sein, die Emission von PDRs zuverlässig zu interpretieren. Eines meiner Hauptinstrumente, um dieses Ziel zu erreichen, ist die numerische Modellierung, und ich bin der führende deutsche Experte für die numerische Modellierung von PDRs. Modelle sind nicht nur ein Werkzeug, um Ihre Daten besser zu verstehen. Sie können ein Werkzeug sein, um die Physik des Universums besser zu verstehen. Insbesondere die Modellierung von PDRs ist für die Interpretation von Beobachtungen des interstellaren Mediums (ISM) von entscheidender Bedeutung, da das gesamte neutrale atomare Wasserstoffgas und ein großer Teil des molekularen Gases in den äußeren Galaxien der Milchstraße in PDRs liegen.
Modelle von Photodissoziationsregionen (PDRs)
Die Modellierung von PDRs ist mein Hauptschwerpunkt. Ich bin für den Support und die Entwicklung des KOSMA-τ PDR-Codes und seiner Anwendungen verantwortlich. KOSMA-τ besitzt eine sphärische Geometrie mit isotroper FUV-Beleuchtung und war Teil des großen PDR Comparison Benchmark (Röllig et al. 2007). Der Code ist eine Weiterentwicklung des planparallelen PDR-Codes von A. Sternberg, Tel Aviv, und wurde ursprünglich zur Untersuchung der C+ - C - CO-Schichtung in PDRs entwickelt. Wir aktualisieren den Code ständig und erweitern seine Möglichkeiten. Zu den aktuellen Entwicklungsprojekten gehört die Einbeziehung einer wesentlich verfeinerten Staubbehandlung durch Kopplung von KOSMA-τ mit einem vollständigen Code für den Strahlungstransport von Staub von R. Szczerba, Torun. Dies wird die vollständigen Kontinuumseigenschaften der Modellwolken einschließlich der beobachtbaren SEDs bei jeder Staubzusammensetzung liefern. Zusätzlich werden wir auch die stochastische Photoerwärmung der sehr kleinen Körner (VSG) einbeziehen, die als wichtiger Beitrag zur Gesamtenergiebilanz der Wolke angesehen wird.
Die sphärische Modellgeometrie eignet sich hervorragend für die Modellierung klumpiger Ensembles aus vielen einzelnen Klumpen (Cubick et al. 2008).
Abbildung 1: Diese HST-Aufnahme von NGC 3603 veranschaulicht die typische PDR-Situation. Die FUV-Strahlung der massereichen OB-Sterne ionisiert das umgebende ISM und erzeugt eine HII-Region. Auf ihrem weiteren Weg nach außen werden die FUV-Photonen absorbiert und die FUV-Intensität nimmt ab. Sobald die Wasserstoffrekombinationswahrscheinlichkeit die Ionisierungswahrscheinlichkeit übersteigt, kann atomares und molekulares Material existieren. Der Übergang vom ionisierten zum atomaren/molekularen Bereich wird als PDR-Grenzfläche oder Übergangsbereich bezeichnet. Credit: Wolfgang Brandner (JPL/IPAC), Eva K. Grebel (Univ. Washington), You-Hua Chu (Univ. Illinois Urbana-Champaign), und NASA
Klumpige PDRs
Die aktuelle Entwicklung des KOSMA-τ PDR-Modells wird durch das Projekt C1 des SFB 956 koordiniert. Wir simulieren ein klumpiges Medium nach dem Prinzip der Superposition, d.h. wir setzen die klumpige Wolke aus einer Vielzahl von identischen "Bausteinen" entsprechend bestimmter Verteilungseigenschaften zusammen. Durch die Verwendung von Klumpenverteilungen in voller Größe können wir die fraktale Struktur des molekularen Gases in Sternentstehungsgebieten nachbilden.
Abbildung 2: Optische [CII]-Tiefenverteilung in einem klumpigen Ensemble. Der Strahlungstransport durch das Ensemble kann nicht durch die durchschnittliche optische Tiefe beschrieben werden. Jede Zelle im 3D-PDR-Modell besteht aus einem Ensemble, das dem gezeigten ähnlich ist.
Als Testfall verwenden wir die Orian Bar PDR, um die obige Idee in einen vollständigen Modellrahmen zu verwandeln. Die Ergebnisse sind in der Dissertation von Dr. Silke Andree-Labsch und in Andree-Labsch et al. (2016) veröffentlicht. (astro-ph)
Da der KOSMA-τ PDR-Code nur einzelne kugelförmige Klumpen modelliert, ist zusätzlicher Aufwand erforderlich, um die gesamte komplexe Struktur klumpiger und filamentärer Molekülwolken in der Nähe junger Sterne zu simulieren. In früheren Ansätzen wurde dies einfach durch die Überlagerung eines Ensembles von Klumpen erreicht, die eine fraktale Struktur nachahmen (Cubick et al. 2008). Eine angemessene Behandlung muss jedoch Strahlungstransfereffekte berücksichtigen, insbesondere für die optisch dicken Linien von CII und OI, die von Herschel und in Zukunft von SOFIA in Konfigurationen wie der Orion Bar PDR beobachtet werden. Bestehende planparallele PDR-Modelle können die beobachtete Schichtung dieser Region bei der Anpassung der Linienintensitäten nicht erklären. Wir haben eine Erweiterung des KOSMA-t-Modells implementiert, indem wir ein vollständiges dreidimensionales Modell des Orion-Balkens aus einem Ensemble von Klumpen mit einem geeigneten Massenspektrum zusammengesetzt haben, das in ein dünnes Medium zwischen den Klumpen eingetaucht ist, einschließlich der Auswirkungen des Strahlungstransfers im FUV und FIR.
Dieses Modell liefert zum ersten Mal ein selbstkonsistentes Bild der Schichtungsstruktur des Orion-Balken-PDR und passt gleichzeitig die Linienintensitäten und die relativen räumlichen Verschiebungen der Emissionsprofile an. Das 3D-Clump-Ensemble-Modell (KOSMA-τ-3D) ist so flexibel definiert, dass es auf viele weitere Regionen mit komplexeren Strukturen wie M17SW und ganze Starburst-Galaxien oder die Milchstraße angewendet werden kann.
2-Klumpige PDR Kommponenten in DR 21
Herschel/HIFI-Beobachtungen lieferten das gesamte Spektrum der Kühlungslinien im fernen Infrarot (FIR) in DR 21. Für DR 21 müssen zwei Ensembles mit unterschiedlichen Eigenschaften überlagert werden: eine heiße Komponente in der Nähe der inneren HII-Region mit starker FUV-Beleuchtung, die aber nur einen kleinen Teil der Gesamtmasse ausmacht (orangefarbene Klumpen in der Abbildung), und eine kühlere Komponente, die den Großteil des Materials liefert (beigefarbene Klumpen in der Abbildung).
Diese Zwei-Ensemble-Anpassung ist in der Lage, alle beobachteten Linien zu reproduzieren. In Übereinstimmung mit Lane et al. (1990) finden wir keine Hinweise auf stoßerhitztes Material. Dies scheint im Widerspruch zu den Linienprofilen zu stehen, die angeregtes Ausflussmaterial zeigen.
Abbildung: Beispielhafte Realisierung einer Zwei-Ensemble-Modellkonfiguration. Alle Dimensionen sind maßstabsgetreu eingezeichnet. Die Position des zentralen OB-Clusters ist durch eine blaue Kugel dargestellt. Der Rand der umgebenden HII-Region ist durch die rote Drahtgitterkugel dargestellt. Die heißen Komponentenklumpen sind als orangefarbene Kugeln dargestellt. Sie bevölkern die innere Schale. Die kühlen Komponentenklumpen sind in Beige dargestellt und bevölkern die äußere Hülle. Alle Klumpen sind zufällig angeordnet und vermutlich in ein diffuses Gas zwischen den Klumpen eingebettet.
Zukünftige Entwicklungen
Die Hauptarbeit liegt in der verbesserten Modellierung der mikrophysikalischen und chemischen Prozesse im KOSMA-tau PDR-Modell. Dies bedeutet insbesondere die Berücksichtigung von nicht-stationären Effekten:
- Einbeziehung der vollständigen zeitabhängigen Chemie in das Modell. Dies ermöglicht die Modellierung der Auswirkungen von :
- Eisverdampfung
- Advektionsströme
- fortschreitende Ionisierungsfronten und
- turbulenter Vermischung
Markus Röllig und Yoko Okada sind Co-Investigatoren des ERS-Projekts "Radiative Feedback from Massive Stars as Traced by Multiband Imaging and Spectroscopic Mosaics".
- In Vorbereitung auf den Start von JWST aktualisieren wir KOSMA-tau, um das vollständige H2-Problem zu lösen (vollständige ro-vib Struktur). Außerdem müssen wir die nicht-stationäre PAH-Erwärmung berücksichtigen. Diese Arbeiten sind noch nicht abgeschlossen.
- Die Ergebnisse von KOSMA-tau werden in der PDR-Modelldatenbank ISMDB der Meudon-Gruppe zur Verfügung gestellt, um einen Vergleich zwischen beiden Modellen zu ermöglichen.