Dense Cores in Galactic Cirrus Clouds

Abstract

In this thesis I study the formation and evolution of dense cores in cirrus clouds. Cirrus clouds are diffuse and translucent molecular clouds widely spread within the galaxy. Dense cores in molecular clouds are the locations of the origin of star formation. The knowledge of how cores form and how they evolve is the key to understand the initial conditions of the star formation process. Especially the starting conditions are still poorly known, despite recent progress. Studies of cores in various regions with different physical conditions will help to assess the important processes within the formation and evolution of these cores. A fair number of investigations have already been made towards regions with known star formation. However, there the processes are often more complicated by the feedback actions of new-born or young stars. Translucent cirrus clouds, on the other hand, are relatively simple and quiescent objects, dominated mostly by turbulent gas motions. Due to the lack of active star formation they are thought to show a more simple behaviour than many of the dark molecular clouds. The investigation of cirrus cloud cores could therefore help to reveal the importance of particular conditions and events.<br /> Using the IRAM 30-m radio telescope and the bolometer arrays I observed a small sample of 5 dense cores in cirrus clouds in the thermal dust continuum. The dust continuum emission appears to be one of the best tracers of the H₂ column density and is particularly suited to locate and map the core regions. However, it does not provide any kinematic information and hence no access to the kinetic energy in the cores. Additionally, I observed the cores with the FCRAO 14-m radio telescope in the CS (2 → 1) transition, and several other molecular lines with the IRAM 30-m telescope. Molecular line observations provide kinematic properties, but because of abundance variations they are often difficult to interpret. Hence, the gas chemistry in the core becomes important and has to be considered. Together, these data provide the possibility to obtain a more realistic view of the core properties. I calculate core parameters and analyse the physical conditions. A comparison of cores in cirrus clouds with cores in star-forming regions and dark clouds shows the similarities but also some important differences. One particular core is observed in even more detail using the Plateau de Bure and the OVRO interferometer in CS and HC₃N. These data reveal most interesting insights into the core sub-structure and demonstrate the need for observations with high spatial resolution. The star-forming ability of the studied cores is discussed, together with the question if cirrus clouds are able to form stars at all.

<strong>Dichte Kerne in galaktischen Zirruswolken</strong><br /> In dieser Arbeit wurde eine kleine Auswahl von 5 dichten Kernen in galaktischen Zirruswolken genauer untersucht, um das generelle Potential dieser Wolken, Sterne oder braune Zwerge bilden zu klonnen, zu erforschen. Bisher ist es vollkommen unbekannt, inwieweit solche diffusen Wolken überhaupt diese Fähigkeit besitzen. Allerdings ist es unverzichtbar für unser Verständnis des Prozesses der Sternbildung im allgemeinen, da die Anfangsbedingungen bei der Entstehung Sterne niedriger Massen noch immer nur wenig begriffen sind. Die Bildung und Entwicklung eines molekularen Kernes ist dabei ein kritischer Hauptpunkt des ganzen Prozesses. In Regionen mit bekannter Sternentstehungsaktivität werden Untersuchungen von prä-stellaren Kernen oft durch die Aktivitäten nahegelegener junger Sterne behindert. Findet man Kerne, die Sterne niedriger Masse bilden können, in einem relativ ruhigen Umfeld, könnte das sehr helfen die Anfangsbedingungen der Sternentstehung genauer zu bestimmen.<br /> Es wurde die thermische Kontinuumsstrahlung des Staubes bei 1,2mm mit den MAMBO Arrays am IRAM 30m Teleskop beobachtet. Der Nachweis aller 5 Kerne kann hier berichtet werden, und es wurden die fundamentalen Eigenschaften der Kerne daraus abgeleitet. Wir folgern, daß Kerne in Zirruswolken grundsätzlich ähnlich zu Kernen in Sternentstehungsgebieten oder Dunkelwolken sind, allerdings im unteren Massen und Dichten Bereich angesiedelt sind. Dieses Ergebnis bestätigt auf perfekte Weise unsere Erwartungen. Aber, die Kerne zeigen keineswegs eine einfache, sphärische Geometrie, sondern sind größtenteils gestreckt und unterteilen sich in eine Vielzahl von Unterklumpen. Unsere Ergebnisse deuten daher auf die Entstehung dieser Kerne durch turbulente Prozesse hin. Wir können mit diesen Daten leider noch nicht eindeutig entscheiden, inwieweit sie durch Selbst-Gravitation beeinflußt sind.<br /> Desweiteren wurde die CS (2 → 1) Linienstrahlung mit dem FCRAO 14-m und dem IRAM 30-m Teleskop beobachtet. Auch hier konnten alle Kerne nachgewiesen werden, was die relativ hohen Dichten, abgeleitet aus den Staub-Kontinuum Beobachtungen, bestätigt. Obwohl die räumliche Auflösung bei den Staub und Molekfullinien Beobachtungen unterschiedlich ist, lassen sich doch erhebliche Unterschiede in der räumlichen Verteilung der beiden Indikatoren feststellen. Das ist nicht unbedingt überraschend, da die Staub Kontinuumsstrahlung lediglich ein integriertes Bild liefert. Allerdings zeigt die CS-Linienstrahlung nicht allzuviel Unterstruktur in der Geschwindigkeit, sondern erscheint vielmehr tatsächlich unterschiedlich räumlich verteilt zu sein.<br /> Wir haben außerdem nach weiteren Indikatoren für dichtes Gas Ausschau gehalten. So wurden die Kerne ebenfalls in der HC₃N(10 → 9) Linie und dem CS (5 → 4) Übergang mit dem IRAM 30-,m Teleskop beobachtet. Bedauerlicherweise konnten wir diese Linien in keinem weiteren Kern detektieren, außer in dem bereits zuvor untersuchten Kern in MCLD123.5+24.9. Zum Teil wurde dies durch nicht ideale Wetterbedingungen während der Beobachtungen verursacht. Aber auch ein Nicht-Nachweis liefert bereits obere Grenzen für die Häufigkeit des Moleküls. Wir führten daher LVG und RADEX Analysen durch, um die Molekülhäufigkeiten in den Kernen zu bestimmen. Ein Vergleich mit einem die Zeitabhängigkeit berücksichtigendem chemischen Modell, ursprünglich entworfen für einen dichten Kern in Taurus, TMC1, und mit anderen Kernen in Sternentstehungsgebieten und Dunkelwolken zeigt, daß die Kerne chemisch jung sind. MCLD123.5+24.9 bildet dabei möglicherweise eine Ausnahme. Wir denken, daß wir diesen Befund mit einer sehr klumpigen Struktur der Zirrus-Kerne erklären können, verursacht durch ihre Entstehung durch turbulente Prozesse.<br /> Die dichten Kerne in den galaktischen Zirruswolken fragmentieren in eine große Anzahl kleiner Klumpen, die in einem etwas weniger dichten Zwischenklumpen-Medium eingebettet sind. Allerdings können wohl nur die langlebigeren, etwas größeren und dichteren Klumpen höhere Häufigkeiten von Molekülen wie HC₃N oder NH₃ ausbilden. Das CS-Molekül, andererseits, wird sehr schnell gebildet, sofern die kritische Dichte erreicht ist und ist auch in dem Zwischenklumpen-Medium recht häufig. Es ist sogar möglich, daß CS in einigen der Klumpen bereits abgereichert wird. Dies geschieht ebenfalls ab einer bestimmten Dichte, z.B., durch ausfrieren der Moleküle auf Staubkörnern. Ein wichtiges Ergebnis ist die Entdeckung der systematisch größeren Linienbreiten des CS (2 → 1) Übergangs, verglichen mit anderen Molekülen wie C18O oder SO. Dies wird, sehr wahrscheinlich, durch die Überlagerung und Vermischung der Linien verschiedener Unterklumpen, zusätzlich verwischt durch die Strahlung des Zwischenklumpen-Mediums, verursacht. Insgesamt betrachtet müssen wir feststellen, daß sich das CS Molekül nicht sehr gut eignet, um die kinetische Energie dieser Kerne zu bestimmen. Das wird noch zusätzlich durch Effkte der Selbstabsorption des CS (2 → 1) Überganges erschwert.<br /> Infolge der Schwierigkeiten, bedingt durch die sehr klumpige Struktur der Kerne und die starken Häufigkeitsänderungen, konnten wir noch nicht entscheiden, inwieweit die Kerne in der Lage sind Sterne oder braune Zwerge zu bilden. Unsere Interpretation der Daten deutet auf eine Entstehung der Kerne aus rein turbulenten Prozessen hin. Daher ist es möglich, daß es sich um vorrübergehende Erscheinungen handelt, das heißt die Kerne lösen sich nach einiger Zeit wieder auf. Aber die weitere Entwicklung ist noch sehr unbestimmt, da es durchaus auch möglich ist, daß sich mehrere der kleinen Klumpen vereinigen und so gravitativ gebunden werden. Dieses Szenario wird von uns zumindest für den Kern in MCLD123.5+24.9, den am besten untersuchten, stark favorisiert. Hier tendieren wir dazu, die Bildung eines prä-stellaren Kernes zu folgern. Allerdings sind zusätzliche Beobachtungen mit der höchsten verfügbaren räumlichen Auflösung und ein spezielles, detailiertes Modell nötig um die Situation eindeutig zu klären. Diese Arbeit wird sehr zeitaufwändig sein, allerdings kann das Resultat wesentlich dazu beitragen die Grundlagen der Sternentstehung von Sternen niedriger Masse besser zu verstehen und so möglicherweise sogar zu einem besseren Verständnis des Erscheinungsbildes unserer Galaxie beitragen.