Csillagközi anyag és csillagkeletkezés a Naprendszer néhány kiloparszekes környezetében

Fehér Orsolya

ELTE Természettudományi Kar, Csillagászati Tanszék

Fizika Doktori Iskola, Részecskefizika és csillagászat program

Témavezető: Dr. Tóth L. Viktor, egyetemi adjunktus

2018. május 28. Doktori védés, Budapest

MTA Csillagászati és Földtudományi Kutatóközpont

Konkoly Thege Miklós Csillagászati Intézet

Lendület Korong-kutató Csoport

Kutatócsoport vezetője: Dr. Kóspál Ágnes

Áttekintés

Bevezetés: A csillagkeletkezésről
1. + 2. tézispont: Galaktikus hideg felhőcsomók fizikai paramétereinek meghatározása
3. tézispont: A TMC-1 filamentáris molekulafelhő alegységei
4. tézispont: Egy fiatal csillag kifúvásának hatása a TMC-1-re
5. tézispont: A "fray and fragment" elmélet cáfolata a TMC-1-ben
6. tézispont: Indukált csillagkeletkezés a Rosetta Molekulafelhőben?
7. + 8. tézispont: Fiatal eruptív csillagok gázburkainak vizsgálata interferometriával
Jelenlegi kutatások és tervek

csillagközi gáz és porfelhő

csomók és filamentumok kialakulása

sűrű magok gravitációs összeomlása

protocsillag + korong + burok

csillag + bolygórendszer

Kép: Bill Saxton, NRAO/AUI/NSF

1.+2.

3.-4.-5.

7.+8.

Bevezetés

Csillagközi anyag:

99% gáz + 1% por
(+ sugárzási, gravitációs és mágneses tér, kozmikus sugárzás)
70% H, 28% He, ~2% nehezebb elemek (C, N, O...)
többféle fázis: hőmérséklet, sűrűség, ionizáltsági fok alapján

hierarchikus szerkezet: atomos hidrogénfelhőkbe ágyazott molekulafelhők --> filamentumok hálózata --> felhőcsomók, felhőmagok
megfigyelése:
- gáz: rádiótartományban: H-atom 21 cm,
  molekulafelhőkben H₂ helyett nyomjelző molekulákkal (CO, NH₃, HCN, CS, HCO⁺...)
- por: hőmérsékleti sugárzás infravörös (IR) hullámhosszakon

A csillagközi anyag főbb fázisai, Ward-Thompson & Whitworth (2011) nyomán

Bevezetés

Fiatal csillagok:

feltétel: gravitáció > belső megtartó hatások
viriálegyensúly:

I: tehetetlenségi nyomaték

T: kinetikus energia

U: termikus energia

Fejlődési osztályok:

sűrű gáz- és porburok IR hőmérsékleti sugárzása hozzáadódik a csillag fekete-test sugárzásához (infravörös többlet)
--> osztályok (Adams+ 1987, Greene+ 1994)

W: gravitációs potenciális energia

M: mágneses energia

--> M_vir viriáltömeg

Bevezetés

Kérdések:

hogyan alakulnak ki és fejlődnek az óriás molekulafelhőkben lévő szerkezetek?
milyen fizikai feltételek mellett folynak a csillagkeletkezés legkorábbi fázisai?
miként detektálhatók az indukált csillagkeletkezési folyamatok?
milyen összefüggés van a galaktikus környezet, a molekulafelhő paraméterei és a keletkező csillagok tulajdonságai között?
mik a fiatal csillag és környezete közötti kölcsönhatások jellemzői?
mi a szerepe az epizodikus akkréciónak a kis tömegű csillagok keletkezésében?

Módszerek:

földi rádióteleszkópos mérések és űreszközök IR adatai --> fizikai paraméterek
vonalas sugárzás --> dinamika és struktúra a felhőkben (turbulencia, forgás, kifúvások)
fiatal csillagok fejlődési osztályokba sorolása IR sugárzásuk mérésével
viriálstabilitás (távolság, tömeg, hőmérséklet, turbulencia) --> csillagkeletkezés
csillag körüli finom szerkezetek feltérképezése interferometriával: gázburok és korong, anyagbehullási és akkréciós ráta

1.+2. tézispont

Kapcsolódó publikáció:

Fehér és mtsai., Astronomy & Astrophysics, 606, A102, 21, 2017

Galaktikus hideg felhőcsomók fizikai paraméterei

Motiváció:

nemzetközi Galactic Cold Cores kutatócsoport
Planck: ~ 10000 hideg, sűrű régió (Planck Catalogue of Galactic Cold Clumps, PGCC), szub-mm hullámhossz, ~ 5' szögfelbontás
Herschel Galactic Cold Cores (GCC):
~ 100 mező távoli IR sávokban, 7"-40" szögfelbontás
csillagkeletkezés megértése: különböző körülmények között és különböző fázisokban
kiválasztott felhőcsomók:
- sűrű (N(H₂) > 10²¹ cm^-2 oszlopsűrűség)
- északi féltekéről megfigyelhető
- nem voltak irányukban magas szög- és spektrális felbontású molekulavonalas mérések

kép: ESA

kép: L. Montier

Galaktikus hideg felhőcsomók fizikai paraméterei

Paraméterek meghatározása:

26 GCC mezőn 35 felhőcsomó, ¹²CO és ¹³CO (1-0) forgási átmenetei, 2014 január, Onsala, 20m-es távcső
2 vonal fluxusaránya: hőmérséklet, N(CO) CO és N(H₂)_gáz hidrogén oszlopsűrűség --> Mvir
Herschel: T_por hőmérséklet, N(H₂)_por oszlopsűrűség --> Mcs tömeg
távolság pontosítása:
- előző munkák alapján + saját adatokból kinematikus távolság

Galaktikus hideg felhőcsomók fizikai paraméterei

Eredmények és konklúziók:

hőmérsékletek alacsonyak (10 - 20 K), a hidegebb felhőcsomók sűrűbbek, de: belső melegítés nyomai
por és gáz sugárzásából számolt H2 oszlopsűrűségek korrelációja
N(CO) és N(H₂)_por arányából: CO relatív gyakoriság ~ alacsonyabb mint Frerking+ 1982, Lada+ 1994, hasonló: Parikka+ 2015

felhőcsomók harmada: kis tömegű (< 1 M_Nap) és méretű (< 0,3 pc), viszonylag közeli (pár száz pc), gravitációsan nem kötött

többi: parszek nagyságú, több száz Nap-tömegű, távoli felhők és nagyszámú fiatal csillag található a területükön

piros: > 14 K, kék: < 14 K

3. tézispont

Kapcsolódó publikáció:

Fehér és mtsai., Astronomy & Astrophysics, 590, A75, 17, 2016

A TMC-1 filamentáris molekulafelhő alszerkezetei

kép: Nick Wright és David Malin nyomán

Taurus Molekulafelhő Komplexum

Fiastyúk

Bika csillagkép

Aldebaran

Heiles Cloud 2

Pineda+. 2010, CO integrált intenzitás

TMC-1

- legnagyobb tömegű, Planck: legfényesebb

- 14 PGCC objektum sűrű csoportja

- molekuláris gyűrű vagy tórusz? (Tóth+, 2004) hajlott filamentáris szerkezet? (Schloerb+ 1983, Cernicharo & Guelin, 1987)

- gerinc kinematikája, kémiája igen komplex, erősen fragmentált (Olano+ 1988, Hirahara+ 1992, Pratap+ 1997)

Motiváció: szerkezet és kinematika megértése --> nagy szögfelbontású (40") Herschel és nagy spektrális felbontású molekulavonalas mérések

A TMC-1 filamentáris molekulafelhő alszerkezetei

Fizikai paraméterek és szerkezet:

Herschel + ammónia két átmenetének feltérképezése --> T_kin, N(NH₃), N(H₂)_gáz, T_por, N(H₂)_por
ammónia emisszió eloszlása és N(H₂)_por által mutatott szerkezet között -- NH₃ relatív gyakoriság különbözik
alacsony kinetikus hőmérsékletek (10 - 11 K), magas oszlopsűrűségek (párszor 10²² cm^-2)
vonalsebességben elkülönülő alegységek
melegebb körszimmetrikus csomó a filamentum délnyugati részén, egy irányban látszik egy I. osztályú csillaggal

A TMC-1 filamentáris molekulafelhő alszerkezetei

Fizikai paraméterek és szerkezet:

R statisztikus programcsomag NbClust eljárás
oszlopsűrűség - vonalsebesség - égi koordináták halmazán:
--> egy irányban látszó, együtt mozgó
k-közép módszer: 4 alegység
F1: NH₃ oszlopsűrűség csúcs, F4: C-tartalmú molekulák csúcsa ~ korbeli különbség?
F3 melegebb és igen széles vonalakat mutat
tömegük 20 - 50 M_Nap, viriálegyensúlyhoz közel állnak

4. tézispont

Kapcsolódó publikáció:

Fehér és mtsai., Astronomy & Astrophysics, 590, A75, 17, 2016

Egy fiatal csillag kifúvásának hatása a TMC-1-re

több vonalkomponens a spektrumokon + F1 turbulens kiszélesedése megnő
az I. osztályú fiatal csillag kifúvása az F1 irányába mutat (Apai, Tóth+ 2005)

--> a csillag kifúvása eléri F1-et és megnöveli a turbulenciát

videó: Gerják Tímea, Tóth L. Viktor

5. tézispont

Kapcsolódó publikáció:

Fehér és mtsai., Astronomy & Astrophysics, 590, A75, 17, 2016

A "fray and fragment" elmélet cáfolata a TMC-1-ben

"Fray and fragment" (szál és töredék) elmélet:

Hacar+ (2013) + Tafalla és Hacar (2015), Taurus-beli filamentumok

TMC-1 alegységei: hasonlóak a rostokhoz (méret, sebességek, de nagyobb tömeg)
de! F4 sebességei szuperszonikusak
+ már csomókra fragmentálódott
+ fiatalabb F1-nél...

előbb fragmentálódott, majd csak ezután válik szét sebességben koherens szálakká

6. tézispont

Kapcsolódó publikáció:

Cambrésy, ..., Fehér, ..., Astronomy & Astrophysics, 557, A29, 12, 2013

Indukált csillagkeletkezés a Rosetta Molekulafelhőben?

Motiváció:

NGC 2244 OB asszociáció világít meg egy reflexiós ködöt + csillaghalmazok
indukált csillagkeletkezés (Kiss, Tóth+ 2006, Tóth & Kiss, 2007): vitatott (Román-Zúniga és Lada 2008, Elmegreen 1998, Schneider+ 2012, Poulton+ 2008)

Schneider+ 2010: H-alfa (DSS) + Herschel

NGC 2244

Munkám:

fiatal csillag kiválasztási módszerek összehasonlítása
fiatal csillagok fejlődési állapotainak meghatározása

csillagközi anyag és csillagok együttes jellemzése --> indukált csillagkeletkezés jelen van-e?

Csillaghalmazok definiálása:

csillagsűrűség térkép (extinkciós térkép)
CLUMPFIND algoritmus (Williams+ 1994): halmazok azonosítása

Indukált csillagkeletkezés a Rosetta Molekulafelhőben?

13 halmaz (2 új)
halmazokban fiatal csillagok azonosítása IR többlet alapján --> osztályozás

A Rosetta extinkciós térképe: kontúrok A_V = 2, 4, 8 mag. A maximum extinkció 38 magnitúdó.

Eredmények és konklúziók:

halmazokban összesen 4000 - 8000 csillag, 535 fiatal csillag
csillagkeletkezési hatékonyság ~ 10 - 24% vagy 3 - 12%
90% kvantilis korok (csillagkeletkezés kezdete és a halmaz korának kapcsolata):
- NGC 2244 a legidősebb halmaz (1,8 millió év)
- a környező pár halmaz kora az NGC 2244-től számolt távolsággal csökken (1 - 0,2 millió év)
- a külsőbb régióban (7 halmaz) nincs ilyen összefüggés
- új halmazok viszonylag fiatalok (0,2 - 0,6 millió év)
a vizsgált halmazok mindegyikében jelenleg is folyik csillagkeletkezés

Indukált csillagkeletkezés a Rosetta Molekulafelhőben?

Az OB asszociációhoz közeli pár halmazban indukált csillagkeletkezés zajlott, távolabb azonban nem valószínű.

7.+8. tézispont

Kapcsolódó publikáció:

Fehér és mtsai, Astronomy & Astrophysics, 607, A39, 30, 2017

Fiatal eruptív csillagok gázburkainak vizsgálata interferometriával

Epizodikus akkréció:

FUorok: 5-6 mag kifényesedések, lassú halványulás v. plató
ok: akkréciós ráta megemelkedése (3-4 nagyságrend)
elmélet: korong instabilitásai, kísérő, a korong anyagutánpótlása nem egyenletes
modellek: visszatérő kitörések

Kóspál+ 2011

nagy mennyiségű anyag akkréciója
gázburok anyagának eltávolítása
(átmenet az I. és II. osztály között?)

fiatal csillagok különleges csoportja vagy fiatal csillagok egy különleges fejlődési állapotban?

Jelentőség

kép: MTA CSFK

Fiatal eruptív csillagok gázburkainak vizsgálata interferometriával

A mérések:

7 (1 kettős) forrás, gázburok és környező források/struktúrák
PdBI (NOEMA) távcsőrendszer + IRAM 30 méteres antenna
¹³CO és C¹⁸O izotopológok + 2,7 mm kontinuum
~ 2" szögfelbontás (kb. 1000 CSE), ~0,1 km/s sebességfelbontás

--> gázburok, behullás

szerkezete
paraméterei
környezete

- epizodikus akkréció oka ezen a skálán?

- különböznek-e nyugalomban lévőktől?

Fiatal eruptív csillagok gázburkainak vizsgálata interferometriával

A detektált gázburkok:

0,2 - 0,5 M_Nap, 2000 - 3000 CSE
környezetnél melegebb (15 - 30 K)
sebességgradiensek, kifúvások
kontinuum detektálás

Fiatal eruptív csillagok gázburkainak vizsgálata interferometriával

Eredmények és konklúziók:

komplex, csomós csillag körüli környezet
egyéb források, kifúvások, forgás, nagyskálájú gradiensek
melegített, pár tized naptömegű gázburkok: a vizsgált FUorok között mind I., mind II. osztályú fiatal csillagokhoz hasonló források előfordulnak
az interferometrikus mérési módszer hasznos a csillag körüli szerkezetek és a burok/korong kinematika több skálán való megismeréséhez.

Jelenlegi és tervezett kutatások

TOP-SCOPE nemzetközi együttműködés - ELTE Csillagászati Tanszék részvételével
- JCMT-SCUBA mérési kampányban részt vettem
- 100 protocsillag jelölt PGCC-kben szub-mm kontinuum mérésekből (TOP-SCOPE)
- ezekre NH₃(1,1) és (2,2) vonalak detektálása Effelsbergben (magyar TOP-SCOPE csoport)
- méréseket feldolgoztam, fizikai paraméterek számolása folyamatban
FUorok behullási modellének tesztelése
- elfogadott NOEMA projekt
- kinematika a korong/burok határán (behullás, forgás, szerkezet)
- ALMA mérések kiegészítése + hasonló felbontás, más frekvencia-tartomány
FUorok kémiája
- IRAM 30m-es mérések: sokféle molekulavonal - "vonaltár"
2018 szeptemberétől a NOEMA Science Operations Group poszt-doktori pozíciójában (Grenoble, Franciaország)
- saját kutatásaim + NOEMA felhasználók támogatása, teleszkóppal való munka

Referenciák

Adams, Lada és Shu, 1987, A&A, 312, 788-806

Apai és mtsai, 2005, A&A, 433, L33-L36

Cernicharo és mtsai, 1987, A&A, 176, 299-316

Elmegreen 1998, ASPCS, Vol. 148, 150

Frerking és mtsai, 1982, ApJ, 262, 590-605

Greene és mtsai, 1994, A&A, 614-626

Hacar és mtsai, 2013, A&A, 554, A55

Hirahara és mtsai, 1992, ApJ, 394, 539-551

Kiss és mtsai, 2006, A&A, 453, 3, 923-936

Kóspál és mtsai, 2011, A&A, 527, A133

Lada és mtsai, 1994, ApJ, 429, 694-709

Olano és mtsai, 1988, A&A, 196, 194-200

Parikka és mtsai, 2015, A&A, 577, A69

Pineda és mtsai, 2010, ApJ, 721, 1, 686-708

Poulton és mtsai, 2008, MNRAS, 384, 1249-1262

Pratap és mtsai, 1997, ApJ, 486, 862-885

Román-Zúniga és mtsai, Ed. by B. Reipurth

Schloerb és mtsai, 1983, ApJ, 267, 163-173

Schneider és mtsai, 2012, A&A, 540, L11

Tafalla és mtsai, 2015, A&A, 574, A104

Tóth és mtsai, 2004, A&A, 420, 533-546

Tóth & Kiss, 2007, Proceedings of the IAU, 124-127

Ward-Thompson és Whitworth, 2011, Cambridge University Press

Williams és mtsai, 1994, ApJ, 428, 693-712