Properties of turbulent star forming clusters: models versus observations [Elektronische Ressource] / von Stefan Schmeja

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• Publié par: universitat_potsdam
• Publié le: 01 janvier 2006
• Nombre de lectures: 13
• Langue: English
• Poids de l'ouvrage: 2 Mo

Extrait

Astrophysikalisches Institut Potsdam
Star and Planet Formation
Properties of Turbulent Star-Forming Clusters:
Models versus Observations
Dissertation
zur Erlangung des akademischen Grades
“doctor rerum naturalium” (Dr. rer. nat.)
in der Wissenschaftsdisziplin Astrophysik
eingereicht an der
Mathematisch-Naturwissenschaftlichen Fakultat¨
der Universitat¨ Potsdam
von
Stefan Schmeja
Potsdam, Januar 2006c 2006 by Stefan Schmeja, [e-mail]
All rights reserved.La materia siguio´ dispersandose´ , dispersandose´ ,
cada vez mas´ fr´ıa y menos densa,
y un poco despues´ – unos pocos centennares de miles de anos˜ –
se hab´ıa enfriado lo suficiente para que electrones
unidos a nucleos´ engendraran atomos´ de hidrog´ eno y helio,
y este gas por la gravitacion´ se fue juntando, juntando mas,´
y despues´ apretandose´ mas´ en forma de galaxias y estrellas
del presente universo.
...Las estrellas son mujeres
que por la noche encienden fuegos helados...
– Ernesto Cardenal, Cantico´ Cosmico,´ Cantiga 1ivAbstract
Stars are born in turbulent molecular clouds that fragment and collapse under the
influence of their own gravity, forming a cluster of hundred or more stars. The star
formation process is controlled by the interplay between supersonic turbulence and
gravity. In this work, the properties of stellar clusters created by numerical simu-
lations of gravoturbulent fragmentation are compared to those from observations.
This includes the analysis of properties of individual protostars as well as statistical
properties of the entire cluster.
It is demonstrated that protostellar mass accretion is a highly dynamical and
time-variant process. The peak accretion rate is reached shortly after the formation
of the protostellar core. It is about one order of magnitude higher than the constant
accretion rate predicted by the collapse of a classical singular isothermal sphere, in
agreement with the observations.
For a more reasonable comparison, the model accretion rates are converted to
the observables T , L , and M . The accretion rates from the simulations arebol bol env
used as input for an evolutionary scheme. The resulting distribution in the T -bol
L -M parameter space is then compared to observational data by means of abol env
3D Kolmogorov-Smirnov test. The highest probability found that the distributions
of model tracks and observational data points are drawn from the same population
is 70%.
The ratios of objects belonging to dierent evolutionary classes in observed
star-forming clusters are compared to the temporal evolution of the gravoturbulent
models in order to estimate the evolutionary stage of a cluster. While it is dicult to
estimate absolute ages, the realtive numbers of young stars reveal the evolutionary
status of a cluster with respect to other clusters. The sequence shows Serpens as
the youngest and IC 348 as the most evolved of the investigated clusters.
Finally the structures of young star clusters are inv by applying dier-
ent statistical methods like the normalised mean correlation length and the mini-
mum spanning tree technique and by a newly defined measure for the cluster elon-
gation. The clustering parameters of the model clusters correspond in many cases
well to those from observed ones. The temporal evolution of the clustering param-
eters shows that the star cluster builds up from several subclusters and evolves to
a more centrally concentrated cluster, while the cluster expands slower than new
stars are formed.
vZusammenfassung
Sterne entstehen im Inneren von turbulenten Molekul¨ wolken, die unter dem Ein-
fluss ihrer eigenen Gravitation fragmentieren und kollabieren. So entsteht ein
Sternhaufen aus hundert oder mehr Objekten. Der Sternentstehungsprozess wird
¨durch das Wechselspiel von Uberschallturbulenz und Gravitation reguliert. In dieser
Arbeit werden verschiedene Eigenschaften solcher Sternhaufen, die mit Hilfe von
numerischen Simulationen modelliert wurden, untersucht und mit Beobachtungs-
daten verglichen. Dabei handelt es sich sowohl um Eigenschaften einzelner Proto-
sterne, als auch um statistische Parameter des Sternhaufens als Ganzes.
Es wird gezeigt, dass die Massenakkretion von Protosternen ein hochst¨ dynami-
scher und zeitabhangiger¨ Prozess ist. Die maximale Akkretionsrate wird kurz nach
der Bildung des Protosterns erreicht, bevor sie annahrend¨ exponentiell abfallt.¨ Sie
¨ist, in Ubereinstimmung mit Beobachtungen, etwa um eine Großenordnung¨ hoher¨
als die konstante Rate in den klassischen Modellen.
Um die Akkretionsraten der Modelle zuverlassiger¨ vergleichen zu konnen,¨ wer-
den sie mit Hilfe eines Evolutionsschemas in besser beobachtbare Parameter wie
bolometrische Temperatur und Leuchtkraft sowie Hullenmasse¨ umgewandelt. Die
dreidimensionale Verteilung der Parameter wird anschließend mittels eines Kolmo-
gorov-Smirnov-Tests mit Beobachtungsdaten verglichen.
Die relative Anzahl junger Sterne in verschiedenen Entwicklungsstadien wird
mit der zeitlichen Entwicklung der Modelle verglichen, um so den Entwicklungs-
stand des Sternhaufens abschatzen¨ zu konnen.¨ Wahrend¨ eine genaue Altersbestim-
mung schwierig ist, kann der Entwicklungsstand eines Haufens relativ zu anderen
gut ermittelt werden. Von den untersuchten Objekten stellt sich Serpens als der
jungste¨ und IC 348 als der am weitesten entwickelte Sternhaufen heraus.
Zuletzt werden die Strukturen von jungen Sternhaufen an Hand verschiedener
statistischer Methoden und eines neuen Maßes fur¨ die Elongation eines Haufens
¨untersucht. Auch hier zeigen die Parameter der Modelle eine gute Ubereinstim-
mung mit solchen von beobachteten Objekten, insbesondere, wenn beide eine ahn-¨
liche Elongation aufweisen. Die zeitliche Entwicklung der Parameter zeigt, dass
sich ein Sternhaufen aus mehreren kleineren Gruppen bildet, die zusammenwach-
sen und einen zum Zentrum hin konzentrierten Haufen bilden. Dabei werden neue
Sterne schneller gebildet als sich der Sternhaufen ausdehnt.
viContents
1 Introduction 1
2 Star Formation 5
2.1 Molecular Clouds . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 5
2.2 From Clouds to Stars . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8
2.3 Embedded Clusters . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9
2.4 The “Standard Theory” of Star Formation . . . . . . . . . . . . . 11
2.5 Turbulence . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 12
2.6 Gravoturbulent Fragmentation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 14
2.7 Classification of Young Stellar Objects . . . . . . . . . . . . . . . 15
2.8 The Mass of a Star . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 19
3 Numerical Simulations 21
3.1 Some Basics of Hydrodynamics . . . . . . . . . . . . . . . . . . 21
3.2 Smoothed Particle . . . . . . . . . . . . . . . . . 23
3.3 The Models . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 24
3.4 Physical Scaling . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 26
3.5 Determination of the YSO Classes . . . . . . . . . . . . . . . . . 27
4 Observations 29
4.1 Radio and Millimetre . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 29
4.2 Infrared and Submillimetre . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 30
4.3 X-rays . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 30
4.4 Other Wavelengths . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 31
4.5 Uncertainties and Caveats . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 31
5 Protostellar Mass Accretion Rates 33
5.1 First Approximation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 33
5.2 Determination of Mass Accretion Rates . . . . . . . . . . . . . . 34
5.3 Time-varying Mass Rates . . . . . . . . . . . . . . . . 35
˙5.4 An Empirical Fit Formula for M . . . . . . . . . . . . . . . . . . 37
5.5 Class 0 Lifetimes and the Influence of the Turbulent Medium . . . 39
5.6 Comparison to Other Models . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 43
5.7 to Observations . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 46
viiviii CONTENTS
5.8 Summary . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 47
6 Evolutionary Tracks of Class 0 Protostars 51
6.1 Observations and Models . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 52
6.1.1 Observational Data . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 52
6.1.2 Adaptation of the Models . . . . . . . . . . . . . . . . . . 52
6.1.3 Evolutionary Scheme . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 54
6.1.4 3D KS-Test and Probabilities . . . . . . . . . . . . . . . . 55
6.2 Analysis and Discussion . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 55
6.2.1 Evolutionary Tracks . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 55
6.2.2 Distribution in T -L -M . . . . . . . . . . . . . . . 57bol bol env
6.2.3 Initial Mass Function . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 57
6.2.4 Evolutionary Model . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 61
6.2.5 Gravoturbulent Models . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 62
6.2.6 Underluminous Sources . . . . . . . . . . . . . . . . . . 63
6.2.7 Further Discussion . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 65
6.3 Conclusions . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 66
7 Number Ratios of Young Stellar Ob