Study of grain growth in the early phases of protostars: from envelopes to disks

Die Untersuchung der Eigenschaften des Staubes um junge Protosterne ist entscheidend um zu verstehen, wie früh im Bildungsprozess von Sternen und Planeten, Staubkörner effizient zu koagulieren beginnen und sich von mikrometer-großen Partikeln zu Kieselsteinen und dann zu Planetesimalen entwickeln. Die physikalischen und Staub-Eigenschaften des kollabierenden Wolken-Materials und deren Verbindung mit den Scheibendimensionen sind jedoch noch unzureichend verstanden. Neuere Studien haben Sub-mm/mm-Beobachtungen analysiert, um zu untersuchen, wie effektiv die Staub-Koagulation in den frühesten Stadien der Sternentstehung ist. Allerdings sind die Erkenntnisse über die Korngrößen immer noch nicht schlüssig. Diese Arbeit konzentriert sich auf Per-emb-50, einen Protostern der Klasse I, der sich im Komplex NGC1333 innerhalb des Sternentstehungsgebietes Perseus befindet. Dies ist die erste selbstkonsistente Strahlungstransfermodellierung dieser Quelle, die gleichzeitig die Scheiben-, Hüllkurven- und Staubeigenschaften durch Anpassung der Multi-Wellenlängen-Beobachtungen einschränkt. Im ersten Teil dieser Arbeit untersuchte ich den Staub und die physikalischen Eigenschaften der inneren Hülle von Per-emb-50 innerhalb von 3000 au durch Verwendung von interferometrischen Beobachtungen von NOEMA (NOrthern Erweitertes Millimeter-Array) und SMA (Submillimeter-Array) im Millimeter-Wellenlängenbereich. Beide Datensätze werden durch analytische Modelle angepasst, um einen Vergleich mit früheren Studien zu ziehen, und werden schließlich mit vollständigen Strahlungstranfermodellen gefittet. Der Scheibenradius, die Scheibenmasse, die Hülldichte-Struktur und die Hüllkorngröße werden als freie Parameter bei der Rastersuche belassen. Ich bin zu dem Ergebnis gekommen, dass das Niveau des Kornwachstums gefunden wurde, mit einer maximalen Korngröße von 100 μm, oder niedriger. Diese Arbeit ergab auch, dass die Einbeziehung der Hüllstruktur notwendig ist, um die thermische Emission auf der Scheibe richtig zu modellieren. Tatsächlich wird der Effekt der thermischen Emission der Hülle auf die Scheibe (d.h. die Rückwärmung) bei diesen Objekten oft ignoriert. Die Vorwärmung kann, abhängig vom einigen zehn bis zu hundert Kelvin, Aus diesem Grund kann eine solche Rückwärmung auch die Gasphasenchemie und die Staubmantelchemie in jungen Quellen beeinflussen. Der zweite Teil dieser Arbeit ist eine erweiterte Analyse der Scheibeneigenschaften von Per-emb-50. Insbesondere habe ich hochauflösende Daten aus VLA (Very Large Array)-Beobachtungen mit einer Auflösung von ~20 au kombiniert, die es erlaubt, die Compact Disk zu untersuchen. Die neuen Multi-Wellenlängen-Strahlungstransfer-Modelle zeigten, dass die maximale Korngröße in den äußeren Bereichen der Scheibe, im optisch dünnen Bereich zwischen 25 und 38 au, mit Körnern konsistent ist, die größer als 700 μm sind. Zusätzlich habe ich neue Grenzwerte für den Scheibenradius und die Staubmasse abgeleitet, die präziser sind als frühere, auf analytischen Methoden basierende Studien. Darüber hinaus legt die abgeleitete Scheibenmasse für Per-emb-50 nahe, dass dieser Protostern der Klasse I genügend Masse hat, um zukünftige Riesenplaneten zu bilden, wenn man einen minimalen Massenbudget von 0.01 Msun in Betracht zieht. Bis heute ist dies die detaillierteste selbstkonsistente Modellierung eines Protosterns der Klasse I, bei der große und kleine Maßstäbe und Beobachtungen kombiniert werden. Der letzte Teil dieser Arbeit konzentriert sich auf den Anpassungsrahmen SiDE (Simple Disk Envelope fit). Die vorherige Analyse führte ein großes Gitter von Strahlungstransfermodellen aus, die einen enormen Aufwand an Rechenressourcen und Zeit erfordern; ein Nachteil dabei ist, dass für jeden Parameter eine diskrete Anzahl von Werten untersucht wird. Dieses Rahmenwerk, das während dieser Arbeit entwickelt und getestet wurde, kombiniert die Strahlungstransport-Modellierung, die Verarbeitung der Sichtbarkeiten von MehrwellenŁangen-Beobachtungen und das Markov Chain Monte Carlo emcee Sampler-Tool zur effizienten Untersuchung eines großen Parameterraums. Dieses Werkzeug wird dringend benötigt, da Typische Studien zu planetaren Scheiben müssen eine große Anzahl von Parametern untersuchen. Dazu gehört die Anpassung von Hunderttausenden von Datenpunkt-Beobachtungen, oder sogar Millionen im Falle von ALMA (Atacama Large Millimeter/Sub-Millimeter Array). Um monatelange rechnerische Berechnungen und Analyse zu ersparen, wird dieses Werkzeug (Sampler-Tool) daher dringend benötigt. Dieses Werkzeug ist auch für die Analyse zukünftiger Multi-Wellenlängen-Beobachtungen von großen Gruppen junger Protosterne mit interferometrischen Arrays wie ALMA. Dies wird uns ermöglichen das frühe Kornwachstum zu verstehen. Schließlich hat diese Arbeit ein neues Beispiel geliefert, das zeigt, dass wir nur durch eine detaillierte Strahlungsübertragung-Modellierung die Herausforderung bewältigen können, die Scheiben- und Füllmassen, sowie deren physikalischen und Staub-Eigenschaften effizient auseinanderzuhalten.The study of the properties of the dust around young protostars is crucial for understanding how early in the star and planet formation process dust grains start to efficiently coagulate and evolve from micron sized particles to pebbles and then planetesimals. However, the physical and dust properties of the collapsing cloud material and their connection with the disk scales are still poorly understood. Recent studies have analyzed sub-mm/mm observations to probe how effective is the dust coagulation in the earliest stages of star formation, but the findings about grain sizes are still not conclusive. This thesis focuses on Per-emb-50, a Class I protostar located in the complex NGC 1333 within the Perseus star forming region. This is the first self-consistent radiative transfer modeling of this source that constrains the disk, envelope and dust properties simultaneously by fitting multi-wavelength observations. In the first part of this work I studied the dust and physical properties of the inner envelope of Per-emb-50, within 3000 au, by using NOEMA (NOrthern Extended Millimeter Array) and SMA (Submillimeter Array) interferometric observations at millimeter wavelengths. Both data-sets are fitted with analytical models to compare with previous studies and then fitted by full radiative transfer models. The disk radius, disk mass, envelope density structure and envelope grain size are left as free parameters in the grid search. I find that the level of grain growth in the inner envelope of Per-emb-50 is substantially lower than what is found for other young sources, with a maximum grain size of 100 μm or lower. This work also revealed that the inclusion of the envelope structure is necessary to properly model the thermal emission on the disk. Indeed, the effect of the envelope thermal emission on the disk (i.e. backwarming), is often ignored for those objects. The backwarming, depending of the envelope density profile, can significantly change the disk’s temperature, from a few tens to hundred Kelvin, therefore, it can also affect the gas phase chemistry and the dust mantle chemistry in young sources. The second part of this thesis is an extended analysis of the disk properties of Per-emb-50. In particular, I combined high resolution data from VLA (Very Large Array) observations with a ~20 au resolution that allows to study the compact disk. The new multi-wavelength radiative transfer models revealed that the maximum grain size in the outer regions of the disk, in the optically thin region between 25 and 38 au, is consistent with grains larger than 700 μm. I also derived new limits for the disk radius and dust mass, which are more refined than previous studies based on analytical methods. Additionally, the derived disk mass for Per-emb-50 suggests that this Class I protostar has enough mass to form futures giant planets considering a budget threshold of 0.01 Msun. To date, this is the most detailed self-consistent modeling on a Class I protostar combining large and small scales and observations. The last part of this thesis focuses on the fitting framework SiDE (Simple Disk Envelope fit). The previous analysis ran a large grid of radiative transfer models, which require a huge amount of computational resources and time and it has the disadvantage of exploring a discrete number of values for each parameter. This framework, which was developed and tested during this thesis, combines the radiative transfer modelling, the processing of the visibilities of multi-wavelength observations, and the Markov Chain Monte Carlo emcee sampler tool to efficiently explore a large parameter space. This tool is highly required, as typical protoplanetary disk studies need to explore a large number of parameters, fitting hundreds of thousands of data point observations, or even millions in case of ALMA (Atacama Large Millimeter/sub-millimeter Array), which can save months of computational calculations and analysis. This tool is also designed to analyze future multi-wavelength observations of large samples of young protostars with interferometric arrays such as ALMA, that will allow us to understand the early grain growth. Finally, this work has provided a new example which shows that only through a detailed radiative transfer modeling we can overcome the challenge of robustly disentangling the disk and envelope masses as well as their physical and dust properties