Molecular cooling and emissions in large scale simulations of protostellar jets [Elektronische Ressource] / put forward by Jamie O'Sullivan

Sujets

• Astronomie

Informations

• Publié par: ruprecht-karls-universitat_heidelberg
• Publié le: 01 janvier 2009
• Nombre de lectures: 21
• Langue: English
• Poids de l'ouvrage: 21 Mo

Extrait

Dissertation
submitted to the
Combined Faculties for the Natural Sciences and for Mathematics
of the Ruperto-Carola University of Heidelberg, Germany
for the degree of
Doctor of Natural Sciences
Put forward by
Jamie O’Sullivan, M.Sc.
born in Limerick, Ireland
oral examination: 02.12.2009Molecular Cooling and Emissions in Large
Scale Simulations of Protostellar Jets
Referees:
Prof. Dr. Max Camenzind
Dr. Robi BanerjeeiiAbstract
The origin of infrared molecular emission associated with Class 0 and Class I protostellar
outflows (such as HH211 and HH46/47) is still not fully resolved. One successful model for
describing such phenomena is the jet-driven outflow model. It proposes that the emission
occurs as a high velocity collimated jet outflow shocks, excites and entrains the molecular
ambient matter. Although this scenario does achieve significant success in describing the
dynamics and morphology of the outflow, the exact nature of the type of shock causing the
emission in such a case - J-type or C-type - is still unclear.
Physical conditions in the gas, such the ionisation fraction and magnetic field, are crucial pa-
rametersdeterminingthetypeofshockthatwillform. However,theimmediateregionaround
theclass0sourcesproducingmolecularoutflowsusuallyconsistsofdense,high-extinctiongas
within a molecular core, impeding observational data regarding these details. Therefore, nu-
merical modelling can play an important role in explaining the observed outflows.
Wehavedevelopedandtesteda module, implementedwithinthePLUTOastrophysicalcode,
to simulate the non-equilibrium molecular chemistry and cooling in a jet outflow which is
interacting with its surrounding molecular core gas. Using large scale adaptive mesh mag-
netohydrodynamical simulations, we predict observationally significant amounts of infrared
emissions from J-shock excited molecular gas. We find that the emission can be caused ei-
ther by direct shocking (”prompt entrainment”) or entrainment and ablation of the ambient
gas. We find that the nature of this emission is strongly dependent on absolute and relative
densities of the jet and ambient medium, and on the presence of moderate magnetic fields
(30− 120G) in the core. Comparing our results with observations, we confirm that the
magnitudes for the emission strength agree with those observed in several sources. Further-
more we demonstrate how the appearanceof the emission in different sources depends on the
parameters explored here.
iiiiv
Zusammenfassung
Der Ursprung der molekularen Infrarotemission im Zusammenhang mit protostellaren Jets
der Klasse 0 und Klasse 1 (z.B. HH211 und HH46/47) ist nicht vollstandig verstanden. Ein¨
Modell, das diese Phanomene erfolgreich beschreibt ist das jet-driven outflow“ Modell. Die-¨
”
ses erklart die Abstrahlung durch einen kollimierten Jet, der mit hoher Geschwindigkeit auf¨
die molekulare Materie in der Umgebung trifft und diese in Schocks anregt und mit sich reit.
Obgleich dieses Szenarium sehr erfolgreich die Dynamik und Morphologie des Ausflusses be-
schreibt, ist weiterhin unklar, ob Schocks des Typ J oder C diese Emission verursachen.
DiephysikalischeBeschaffenheitdes Gases,namentlichderIonisierungsgradunddasMagnet-
feld, sind wesentliche Parameter, die die genaue Art des Schock bestimmen. Da jedoch die
direkte Umgebung von Klasse 0 Objekten aus dichtem Gas hoher Extinktionsrate innerhalb
eines molekularen Kerns besteht, ist die direkte Beobachtung dieser Daten unmglich. Daher
spielt die numerische Modellierung eine wichtige Rolle bei der Erforschung der beobachteten
Ausflu¨sse.
Wir haben ein Modul fu¨r den astrophysikalischen Simulationscode PLUTO entwickelt und
getestet, das die molekulare Nichtgleichgewichtschemie und Khlung in einem Jet wa¨hrend
seiner Interaktion mit dem molekularen Gas des umgebenden protostellaren Kerns simuliert.
Unter Verwendung von großskaligenmagnetohydrodynamischen Simulationen auf adaptivem
Gitter finden wir bedeutende Infrarotemissionen von molekularem Gas das in J-Schocks an-
geregtwurde.UnsereErgebnissezeigen,dassdieseAbstrahlungsowohldurchdirekteSchocks
( promptentrainment“)oderdurchAbtragungundAbdampfung desUmgebungsgasesverur-
”
sachtwerdenkann.DieEigenschaftenderEmissionsindstarkvondenabsolutenundrelativen
Dichten der Jetmaterie und des Umgebungsgases und von dem Vorhandensein eines mode-
raten Magnetfeldes (in der Großenordnung 30−120G) um protostellaren Kern abhangig.¨ ¨
Beim Vergleich mit Beobachtungen zeigt sich, das die berechnete Abstrahlungsintensitat von¨
der selben Großenordung wie die beobachtete ist. Wir zeigen wie die Emission verschiedener¨
Quellen am Himmel von den hier untersuchten Parametern abhangt.¨Contents
Abstract iii
Contents v
List of Figures vi
List of Tables ix
1 Introduction 1
1.1 Protostellar Outflows and Herbig-Haro Objects . . . . . . . . . . . . . 1
1.2 Jets in the Context of Star Formation . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2
1.2.1 Classification of Young Stellar Objects (YSOs) . . . . . . . . . 4
1.3 Observational Properties and Constraints . . . . . . . . . . . . . . . . 6
1.3.1 Observations of Molecular Outflows . . . . . . . . . . . . . . . 8
1.4 Jet Propagation - Theory . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9
1.4.1 J-shocks and C-shocks . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9
1.4.2 Chemistry and Cooling . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13
1.4.3 Jet Characterisation and Parameters . . . . . . . . . . . . . . . 14
1.4.4 Jet Simulations . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 15
1.5 Aims and Outline of the Thesis . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18
2 Methods 19
2.1 Hydrodynamics/Magnetohydrodynamics . . . . . . . . . . . . . . . . . 19
2.2 Chemistry & Cooling . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 21
2.2.1 Chemical Species & Reactions. . . . . . . . . . . . . . . . . . . 21
2.2.2 Time Integration . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 23
2.2.3 Numerical Method . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 24
2.2.4 Cooling Terms . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 25
2.2.5 Treatment of the Adiabatic Index . . . . . . . . . . . . . . . . 30
2.3 Simulation Setup . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 32
2.3.1 Hardware . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 33
2.3.2 Observable quantities . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 34
3 Testing & Validation 37
3.1 Chemistry and Cooling Verification - Stationary J-shock Comparison . 37
3.1.1 Setup . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 37
3.1.2 Comparison of Results . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 40
3.2 Time Evolution - 0D Time dependent equilibrium convergence . . . . 44
3.2.1 Setup . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 44
vvi List of Figures
3.2.2 Comparison and Discussion . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 45
3.3 Spatial and Time Evolution - 2D planar J-shock . . . . . . . . . . . . 48
3.3.1 Setup . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 48
3.3.2 Comparison with Stationary Shock . . . . . . . . . . . . . . . . 49
3.4 Resolution Study . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 49
3.5 Scalability and “Macroscopic Testing” . . . . . . . . . . . . . . . . . . 53
3.6 Summary . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 55
4 Jet Simulations 57
4.1 Results: Analysis of the Control Case . . . . . . . . . . . . . . . . . . 57
4.1.1 Parameters of the Control Case . . . . . . . . . . . . . . . . . . 57
4.1.2 Physical Features . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 58
4.1.3 Emission maps . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 61
4.1.4 Mass-Velocity and Line-velocity profiles . . . . . . . . . . . . . 62
4.2 Results: Analysis of the Test Cases . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 65
4.2.1 Density ratio . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 66
4.2.2 Ionisation of the Jet Beam . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 68
4.2.3 H content of the Jet Beam . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 712
4.2.4 Magnetic Field strength . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 72
4.3 Discussion . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 76
5 Conclusion & Future Directions 81
A Appendix A. Simulation Data 85
A.1 Density . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 85
A.2 Ionisation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 94
A.3 Molecular Fraction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 103
A.4 Magnetic Field . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 114
B Appendix B. Additional Material 131
List of Publications
Bibliography
AcknowledgementsList of Figures
1.1 As symmetric as it gets: HH212, an infrared molecular jet . . . . . . . 2
1.2 The bipolar outflow HH46/47, seen in optical wavelengths . . . . . . . 3
1.3 The bipolar outflow HH46/47 in infrared wavelengths. . . . . . . . . . 3
1.4 Schematic diagram of the process of fragmentation . . . . . . . . . . . 4
1.5 Pre-main sequence stages of a typical star’s evolution . . . . . . . . . . 5
1.6 Outflow properties as a function of age. . . . . . . . . . . . . . .