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ALMA observations in the Orion Molecular Cloud 2
Lukas Orion
Art der Arbeit
Masterarbeit
Universität
Universität Wien
Fakultät
Fakultät für Geowissenschaften, Geographie und Astronomie
Studiumsbezeichnung bzw. Universitätlehrgang (ULG)
Masterstudium Astronomie
Betreuer*in
Alvaro Hacar Gonzalez
DOI
10.25365/thesis.79426
URN
urn:nbn:at:at-ubw:1-23600.50058.297524-0
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(Print-Exemplar eventuell in Bibliothek verfügbar)
Abstracts
Abstract
(Deutsch)
Die Orion Molecular Cloud 2 (OMC-2) Region ist eine der aktivsten Sternentstehungsregionen in der solaren Nachbarschaft (Peterson & Megeath 2008). Innerhalb von 0,2 pc bildet OMC-2 mehr als ein Dutzend massearmer YSOs (Young Stellar Objects) in verschiedenen Entwicklungsstadien und beherbergt das bekannte Objekt mittlerer Masse OMC-2 FIR-4. Aufgrund ihrer Nähe wird OMC-2 typischerweise als Referenzregion für neue kinematische, evolutionäre und chemische Studien verwendet (Hacar et al. 2018). In den letzten Jahren wurde OMC-2 intensiv mit ALMA-Beobachtungen in mehreren Bändern und Konfigurationen untersucht, was zu einer Vielzahl von Kontinuums- und Moleküllinien Diagramme bei verschiedenen Frequenzen führte (Hacar et al. 2018). Dieses Projekt verwendet das ALminer-Toolkit (Ahmadi & Hacar 2023) zur effizienten Extrak- tion aus dem ALMA Science Archive, um den molekularen Inhalt der OMC-2-Region zu unter- suchen. Wenn möglich, werden wir diese ALMA-Beobachtungen mit früheren Einzelantennen- Daten unter Verwendung fortschrittlicher Kombinationstechniken zusammenführen. Ziel dieses Projekts ist es, die größte Datenbank von ALMA-Beobachtungen dieser Region zu sammeln und die erste panchromatische Ansicht dieser Region mit ALMA zu erstellen. Insbesondere war unser Hauptziel die Untersuchung der Kinematik dichter gas Tracer wie N2 H+ , während das sekundäre Ziel darin bestand, OMC-2 mit anderen Tracern wie dem Staubkontinuum, Schock-Tracern (CH3 OH & SiO) und Outflow-Tracern (z.B. CO) zu charakterisieren. Wir kombinierten die Daten der beiden ausgewählten N2 H+ -Projekte (siehe Tab. 5.1) und erzeugten ein hochaufgelöstes Bild (1,8′′ ) von OMC-2 FIR 4, dank des Projekts von Fontani et al. (2020), wobei gleichzeitig die hohe Empfindlichkeit des Bildes mit niedrigerer Auflösung von Hacar et al. (2018) erhalten blieb. Die resultierende dichte Gasstruktur zeigt mehrere Sub-Filamente (sogenannte „fibers“), die durch das zentrale FIR-4-Hub verbunden sind (siehe Abb. 6.2). Unsere kinematische Analyse zeigt, dass etwa die Hälfte des Gases subsonisch ist (48,9%), während der Rest transsonisch (35,0%) und supersonisch (16,1%) ist (siehe Tab. 6.1). Die abgeleiteten Mach-Zahlen in OMC-2 FIR 4 reichen von 0,3 bis 4,3 und korrelieren nicht mit Hochgeschwindigkeitsstrukturen (siehe Abb. 6.4), wie dem Outflow von FIR 3 (Osorio et al. 2017) oder dem VLA 15-Jet (Chahine et al. 2022). Unsere abgeleiteten Säulendichten in OMC-2 FIR 4 hingegen korrelieren mit der Verteilung des dichten Gases, wobei die Säulendichten zwischen 3 × 1021 cm−2 und 2 × 1023 cm−2 liegen (siehe Abb. 6.5). Das Staubkontinuums Diagramm Fontani et al. (2020) korrellierte mit die meisten Spitzer- Protosterne (Furlan et al. 2016) sowie die Hauptverteilung unserer N2 H+ -Komponente des dichten Gases (siehe Abb. 6.8). Der Schocktracer CH3 OH (Chahine et al. 2022) zeigte eine Korrelation zwischen der Position der FIR-4 Kavitäten und der maximalen Emission, während die SiO-Emission mit der Verteilung des VLA 15-Jets übereinstimmt (siehe Abb. 6.9). Die maximale blau- und rotverschobene CO-Emission (Sato et al. 2023) zeichnet den bipolaren molekularen Outflow von FIR 3 nach, wobei der südliche Outflow auf FIR-4 trifft (siehe Abb. 6.11). Zusätzlich erstellten wir ein Modell des molekularen Outflow von FIR 3 mit einem Positionswinkel von 53°, einem Öffnungswinkel von 78° und einer Flussgeschwindigkeit von 4,5 km/s (siehe Abb. 6.14). Unser Modell und die abgeleitete kollisionsbedingte Mach-Zahl von 14 liefern eine quantitative Grundlage für die Interpretation des Ausflusses als treibenden Mechanismus für die beobachtete Struktur und Kinematik in OMC-2 FIR 4. Dies weist auf das Vorhandensein starker Schocks hin, die in der Lage sind, das Gas zu komprimieren und möglicherweise die Sternentstehung auszulösen (Shimajiri et al. 2008).
Abstract
(Englisch)
The Orion Molecular Cloud 2 (OMC-2) region is one of the most active star formation regions in the solar neighborhood (Peterson & Megeath 2008). Within ∼ 0.2 pc, OMC-2 is forming more than a dozen low-mass YSOs at different evolutionary stages and includes the famous OMC-2 FIR-4 intermediate-mass object. Due to its proximity, OMC-2 is typically employed as benchmark for new kinematic, evolution, and chemistry studies (Hacar et al. 2018). OMC- 2 has been extensively explored in recent years using ALMA observations in multiple bands and configurations, producing a plethora of continuum and molecular line maps at different frequencies (Hacar et al. 2018). This project will use the ALminer toolkit (Ahmadi & Hacar 2023) for the efficient extraction of the ALMA Science Archive to explore the molecular content of the OMC-2 region. When possible, we will combine these ALMA observations with previous single-dish data using advanced data combination techniques. The goal of this project is to collect the largest database of ALMA observations of this region and to produce the first panchromatic view of this region with ALMA. In particular, our main objective was to explore the gas kinematics of dense tracers such as N2 H+ , while the secondary objective was to characterize OMC-2 with other tracers such as the dust continuum, shock (CH3 OH & SiO) and outflow tracers (e.g. CO). We combined the data of the two chosen N2 H+ projects (see Tab. 5.1) and produced a high angular resolution (1.8′′ ) image of OMC-2 FIR 4 thanks to the retrieved Fontani et al. (2020) project while preserving the high sensitivity of the lower resolution image of Hacar et al. (2018). The resulting dense gas structure shows multiple sub-filaments (fibers) that are connected through the central FIR 4 hub (see Fig. 6.2). Our kinematic analysis shows that more or less half of the gas is subsonic (48.9%), while the other half is transonic (35. 0%) and subsonic (16. 1%) (see Tab. 6.1). Our derived Mach numbers in OMC-2 FIR 4 range from 0.3 to 4.3 and do not correlate with high-velocity structures (see Fig. 6.4), such as the FIR 3 outflow (Osorio et al. 2017) or VLA 15 jet (Chahine et al. 2022). However, our derived column densities in OMC-2 FIR 4 correlate with the dense gas distribution, where the column densities range from 3 × 1021 cm−2 to 2 × 1023 cm−2 (see Fig. 6.5). The dust continuum map (Fontani et al. 2020) traced most of the Spitzer protostars (Furlan et al. 2016) and the bulk distribution of our N2 H+ dense gas component (see Fig. 6.8). The shock tracer CH3 OH (Chahine et al. 2022) revealed that there is a correlation between the position of the FIR 4 clump cavities and the peak emission, while the SiO emission coincides with the distribution of the VLA 15 jet (see Fig. 6.9). The main blue-shifted and red-shifted CO emission (Sato et al. 2023) traces the bipolar molecular outflow from FIR 3, where the southern outflow impacts the FIR 4 clump (see Fig. 6.11). In addition, we created a FIR 3 molecular outflow model with a position angle of 53◦ , opening angle of 78◦ , and flow velocity of 4.5 km s−1 (see Fig. 6.14). Our model and the derived collisional Mach number of 14 provide a quantitative basis for interpreting the outflow as a driving mechanism for the observed structure and kinematics in OMC-2 FIR 4. This implies the presence of strong shocks that are capable of compressing the gas and potentially triggering star formation (Shimajiri et al. 2008).
Schlagwörter
Schlagwörter
(Deutsch)
Interstellares Medium Sternentstehung Molekühlwolken Astrochemie Radio Astronomie
Schlagwörter
(Englisch)
Interstellar Medium Star Formation Molecular Clouds Astrochemistry Radio Astronomy
Autor*innen
Lukas Orion
Haupttitel (Englisch)
ALMA observations in the Orion Molecular Cloud 2
Publikationsjahr
2025
Umfangsangabe
xi, 67 Seiten : Illustrationen
Sprache
Englisch
Beurteiler*in
Alvaro Hacar Gonzalez
Klassifikationen
39 Astronomie > 39.13 Radioastronomie ,
39 Astronomie > 39.43 Interstellare Materie
AC Nummer
AC17670264
Utheses ID
77004
Studienkennzahl
UA | 066 | 861 | |