Modelling of Irradiated Molecular Clouds

  • Team

  • PD Volker Ossenkopf-Okada (PI, PH1)
  • PD Dr. Markus Röllig (PH1)
  • Christoph Bruckmann (PH1)
  • Dr. Yoko Okada (PH1)
  • Dr. Robert Simon (PH1)
  • Prof. Jürgen Stutzki (PH1)

Überblick

Massereiche, junge Sterne üben einen gewaltigen Einfluss auf ihre Umgebung aus. Je massereicher ein Stern ist, desto energiereicher ist seine Strahlung. Die heißesten Sterne, sogenannte O- und B- Sterne, deren Massen ein Vielfaches der Sonnenmasse betragen, haben ihr Strahlungsmaximum im ultravioletten Bereich des elektromagnetischen Spektrums und können tausendmal heller als die Sonne strahlen.

Die Strahlung eines solchen Sterns dominiert vollständig die Energiebilanz und die chemische Zusammensetzung des umgebenden Mediums. Wenn ein junger, massereicher Stern eine Molekülwolke bestrahlt und die Photonen in die äußersten Schichten der Wolke eindringen, wird die Wolke aufgeheizt und Moleküle werden zerstört und ionisiert. Es bildet sich eine chemische Schalenstruktur: die äußersten Schichten der Wolke sind vollständig ionisiert, dann dominieren neutrale Atome bis schließlich im Inneren wieder Moleküle vorherrschen.

Im Kontext der Sternentstehung ist es wichtig, diese Strukturen, sogenannte Photonen-dominierte Regionen (PDRs), genau zu verstehen. Zum einen, damit Beobachtungen von Regionen, in denen massereiche Sterne entstehen, korrekt interpretiert werden können, zum anderen, um zu verstehen, wie die Wirkung massereicher Sterne auf das interstellare Medium wiederum die Entstehung nachfolgender Sterngenerationen beeinflusst.  Am Ende wollen wir die Schlüsselfrage nach der ‚getriggerten Sternentstehung’ beantworten: „Passiert die meiste Sternenstehung spontan oder dadurch dass in der Nähe schon andere Sternentstehung abläuft.“

Aufgrund der komplexen Wechselwirkung dynamischer, chemischer und thermischer Prozesse ist man in der Beantwortung dieser Frage auf numerische Modellierung angewiesen. Ziel ist es, ein Modell zu entwickeln, mithilfe dessen man aus Beobachtungen von Photonen-dominierten Regionen Rückschlüsse darauf ziehen kann, welche Bedingungen in der beobachteten Region vorherrschen. Entsprechende Beobachtungen wurden und werden beispielsweise im infraroten Wellenlängenbereich für Regionen in unserer Milchstraße durch das Herschel Weltraumteleskop oder das flugzeugbasierte Observatorium SOFIA durchgeführt (A4). Aber auch für die Interpretation von Beobachtungen anderer Galaxien ist das Verständnis der Wirkung des Strahlungsfeldes junger, heißer Sterne zentral (A1, A2, A3).

Die Modellierung komplexer astrophysikalischer Sachverhalte ist allerdings immer auf Vereinfachungen, Näherungen und Annahmen angewiesen. Dies liegt nicht nur an der hohen, nichtlinearen Komplexität des Problems, sondern auch daran, dass viele für das Problem relevante Prozesse noch nicht vollständig verstanden sind. Verschiedene existierende PDR-Modelle unterscheiden sich daher in Bezug auf Schwerpunktsetzungen und eingehende Annahmen und weisen individuelle Stärken und Schwächen auf. Besondere Stärke des Kölner Kosma-tau-Modells ist eine realistische Behandlung der räumlichen Geometrie des Problems, so dass die fraktale, Filament-artige Struktur des interstellaren Mediums berücksichtigt werden kann. Im Jahr 2006 wurde ein Workshop in den Niederlanden organisiert, um verschiedene existierende PDR-Modelle zu vergleichen und gemeinsame Standards zu entwickeln. Neben einem besseren Verständnis der Modellierung führte dieses Treffen zu dem Ergebnis, dass viele Unklarheiten in der Modellierung nur aufgrund neuer Beobachtungen entschieden werden können.

Derartige Beobachtungen wurden seitdem durchgeführt und das Kölner Modell in verschiedene Richtungen weiter entwickelt. Konkrete Ziele des Projektes C1 sind insbesondere eine bessere Beschreibung der Staubchemie (C3), der Emission von molekularem Wasserstoff und der Zeitabhängigkeit der chemischen Prozesse. All diese Faktoren sind relevant für die Interpretation der Herschel und SOFIA Beobachtungen. Von diesem Arbeitsplan wurde in der bisherigen Laufzeit schon ein Großteil erfüllt: „Die chemischen Prozesse sind tatsächlich ungefähr so, wie das unser Modell vorhergesagt hat. Das heißt wir bekommen genau die Verteilung und die Strahlung der verschiedenen Moleküle, die wir erwartet haben“, resümiert Ossenkopf. Trotzdem bleiben weiterhin Fragen offen. So prognostizieren die Modelle ein Verdampfen der Molekülwolken, das durch die Beobachtungen nicht bestätigt werden konnte. „Irgendwo passt es immer noch nicht und wir haben noch nicht verstanden warum. Da müssen wir jetzt tatsächlich unser chemisches Modell noch stärker mit einem kinematischen Modell verbinden, um zu sehen: Wie kann das sein, dass die Wolke nicht verdampft. Oder haben wir in der Interpretation der Beobachtungen einen Fehler gemacht?”

Ausgewählte Publikationen


2017

Andree-Labsch, S.; Ossenkopf-Okada, V.; Röllig, M., Modelling clumpy photon-dominated regions in 3D. Understanding the Orion Bar stratification. A&A 2017, 598, A2

Glück, C.B.; Stutzki, J.; Röllig, M.; et al., SOFIA/GREAT [C ii] observations in nearby clouds near the lines of sight towards B0355+508 and B0212+735. A&A 2017, 600, A94.

Nagy, Z.; Choi, Y.;  Ossenkopf-Okada, V.; et al., Herschel/HIFI spectral line survey of the Orion Bar. Temperature
and density differentiation near the PDR surface. A&A 2017, 599, A22

Veltchev, T.V.; Ossenkopf-Okada, V.; Stanchev, O.; et al., Spatially associated clump populations in Rosette from CO and dust maps, MNRAS, 2018, 475, 2215

2016

Röllig, M.; Simon, R.; Güsten, R.; et al., [C II] 158 μ m and [N II] 205 μ m emission from IC 342. Disentangling the emission from ionized and photo-dissociated regions. A&A 2016, 591, A33

M. Röllig, Violent emissions of newborn stars. Nature 2016, 537, 174

2015

Nagy, Z.; Ossenkopf, V.; van der Tak, F.F.S, et al., C2H observations toward the Orion Bar. A&A 2015, 578, A124

Koumpia,  E.; Harvey, P.M.; Ossenkopf, V.;  et al., Temperatures of dust and gas in S 140. A&A, 2015, 580, A68

Ossenkopf, V.; Koumpia, E.; Okada, Y., et al., Fine-structure line deficit in S 140. A&A, 2015, 580, A83

Pérez-Beaupuits, J.P.; , Güsten, R.; Spaans, M., Ossenkopf, V.; et al., Disentangling the excitation conditions of the dense gas in M17 SW. A&A 2015, 583, A107

Pérez-Beaupuits, J.P.; Stutzki, J.;  Ossenkopf, V.; et al., Detection of a large fraction of atomic gas not asso-
ciated with star-forming material in M17 SW. A&A 2015, 575, A9

2014

Beuther, H.; Ragan, S. E.; Ossenkopf, V.; et al.; Carbon in different phases ([CII], [CI], and CO) in infrared dark clouds: Cloud formation signatures and carbon gas fractions, A&A, 2014, 571, 53

2013
Ossenkopf, V.; Röllig, M.; Neufeld, D.; et al., Herschel/HIFI observations of [CII] and [ 13 CII] in PDRs, A&A, 2013, 550, 57.

Röllig, M.; Ossenkopf, V., Carbon Fractionation in PDRs, A&A, 2013, 550, 56

van der Tak, F. F. S.; Nagy, Z.; Ossenkopf, V.; et al., Spatially extended OH + emission from the Orion Bar and Ridge, A&A, 2013, 560, 95-104

Nagy, Z.; Van der Tak, F. F. S.; Ossenkopf, V.; et al. The chemistry of ions in the Orion Bar I. - CH+, SH+, and CF+. The effect of high electron density and vibrationally excited H2 in a warm PDR surface, A&A, 2013, 550, 96-106

Okada, Y.; Pilleri, P.; Berné, O.; Ossenkopf, V.; et al., Probing the role of polycyclic aromatic hydrocarbons in the photoelectric heating within photodissociation regions, A&A, 2013, 553, 2