Magnetized clustered star formation in Orion

Abstract

Una de les qüestions més candents de l'astronomia és quin és el paper del camp magnètic en la formació estel·lar. Aquest pot ser important a totes les escales, des dels núvols moleculars, d’on es formen, fins als discos circumestel·lars, que són on es formen els planetes. En aquesta tesi presentem una investigació exhaustiva de les propietats del camp magnètic en 61 embolcalls protoestel·lars dins dels Núvols Moleculars d'Orió, usant observacions polarimètriques de l’emissió de la pols amb alta resolució (~1′′) de 870μm (BOPS). Amb les observacions, es poden sondejar uniformement les estructures del camp magnètic dins dels embolcalls que envolten aquestes protoestrelles molt joves.

En primer lloc, presentem els resultats inicials de BOPS, i descobrim que la polarització de la pols en 16 protoestrelles es produeix per autodispersió. Això suggereix que el creixement dels grans es produeix en etapes molt primerenques. A la resta de les protoestrelles, la polarització de la pols traça el camp magnètic, la morfologia del qual es pot classificar en tres categories: rellotge de sorra estàndard, rellotge de sorra girat i configuració en espiral. La direcció del camp magnètic és perpendicular al flux molecular en els casos amb un gradient de velocitat significatiu, suggerint que el moment angular domina sobre l'energia del camp magnètic. Les protoestrelles amb camps magnètics de rellotge de sorra estàndard mostren gradients de velocitat febles, indicant que la frenada magnètica és eficient.

En segon lloc, utilitzem les propietats dels discos protoplanetaris obtinguts del projecte VANDAM, i descobrim que les protoestrelles amb morfologies de camp magnètic de rellotge de sorra estàndard tendeixen a suprimir la fragmentació i tenen un disc més petit que aquelles amb altres configuracions. Això suggereix que, en aquestes, la intensitat del camp magnètic és més gran, cosa que en última instància condueix a un disc més petit a través d'una frenada magnètica més eficaç. A més, una desalineació més significativa entre els eixos magnètic i del flux molecular s'associa amb majors radis i masses de discos, suggerint una frenada magnètica més feble durant el col·lapse del nucli, cosa que concorda amb el model de formació de discos induïda per desalineació.

Utilitzem el mètode Davis-Chandrasekhar-Fermi amb diferents correccions per estimar les intensitats de camp magnètic en 26 protoestrelles amb emissió estesa. Trobem que les intensitats de camp magnètic ordenades són de ~2mG per a protoestrelles amb una morfologia de camp magnètic de rellotge de sorra estàndard, que és superior als valors derivats per a protoestrelles amb altres configuracions de camp. Això suggereix que el camp magnètic exerceix un paper més significatiu en els embolcalls que presenten una morfologia de camp de rellotge de sorra estàndard.

En resum, les observacions BOPS de morfologies estàndard de camps magnètics de rellotge de sorra en nuclis en col·lapse posen de manifest la interacció entre els camps magnètics i la gravetat, mentre que els camps desalineats o retorçats reflecteixen la influència creixent de la rotació i la turbulència. Els camps magnètics també regulen la fragmentació en embolcalls densos: els camps forts suprimeixen la fragmentació estabilitzant-se contra les inestabilitats gravitatòries, mentre que els camps més febles permeten la formació de sistemes estel·lars binaris o múltiples. El camp magnètic també afecta la formació del disc mitjançant el frenat magnètic. Quan la desalineació és significativa entre el camp magnètic i els eixos del flux molecular, llavors es tendeix a reduir el frenat magnètic, donant lloc a la formació de discs més grans. També trobem que l'emissió polaritzada de la pols pot ser un traçador de les propietats dels grans de pols, oferint informació sobre l'evolució de la pols i les condicions per a la formació dels planetes.

Una de las preguntas más importantes de la astronomía es entender el papel que desempeña el campo magnético en la formación estelar. El campo magnético puede influir en la formación estelar a todas las escalas, desde las nubes de las que surgen hasta los discos circunestelares en los que se forman los planetas. En esta tesis presentamos una investigación exhaustiva de las propiedades del campo magnético en 61 envolturas protoestelares dentro de las Nubes Moleculares de Orión, usando observaciones polarimétricas de polvo de alta resolución (∼1′′) de 870μm (BOPS). Con las observaciones, se pueden sondear uniformemente las estructuras del campo magnético dentro de las envolturas que rodean a estas protoestrellas muy jóvenes.

En primer lugar, presentamos los resultados iniciales de BOPS, y descubrimos que la polarización del polvo en 16 protoestrellas se produce por autodispersión, lo que sugiere que el crecimiento de los granos se produce en etapas muy tempranas de éstas. En el resto de las protoestrellas, la polarización del polvo traza el campo magnético, cuya morfología puede clasificarse en tres categorías: reloj de arena estándar, reloj de arena girado y configuración en espiral. La dirección del campo magnético es perpendicular al flujo molecular en los casos con un gradiente de velocidad significativo, sugiriendo que el momento angular es importante con respecto a la energía del campo magnético. Las protoestrellas con campos magnéticos de reloj de arena estándar muestran gradientes de velocidad débiles, indicando que el frenado magnético es eficiente.

En segundo lugar, utilizamos las propiedades de los discos protoplanetarios obtenidos del proyecto VANDAM, y descubrimos que las protoestrellas con morfologías de campo magnético de reloj de arena estándar tienden a suprimir la fragmentación y tienen un disco de menor tamaño que aquellas con otras configuraciones. Esto sugiere que, en éstas, la intensidad del campo magnético es mayor, lo que en última instancia conduce a un disco más pequeño a través de un frenado magnético más eficaz. Además, una desalineación más significativa entre los ejes magnético y del flujo molecular se asocia con mayores radios y masas de disco, sugiriendo un frenado magnético más débil durante el colapso del núcleo, lo que concuerda con el modelo de formación de discos inducida por desalineación.

Utilizamos el método Davis-Chandrasekhar-Fermi con diferentes correcciones para estimar las intensidades de campo magnético en 26 protoestrellas. Encontramos que las intensidades de campo magnético ordenadas son de ~2mG para protoestrellas con una morfología de campo magnético de reloj de arena estándar, que es superior a los valores derivados para protoestrellas con otras configuraciones de campo. Esto sugiere que el campo magnético desempeña un papel más significativo en las envolturas que presentan una morfología de campo de reloj de arena estándar.

En resumen, las observaciones BOPS de morfologías de campo magnético de reloj de arena estándar en núcleos en colapso ponen de relieve la interacción entre éstas y la gravedad, mientras que los campos desalineados o retorcidos reflejan la creciente influencia de la rotación y la turbulencia. Los campos magnéticos también regulan la fragmentación en envolturas densas: los campos intensos suprimen la fragmentación estabilizándola frente a inestabilidades gravitatorias, mientras que los campos más débiles permiten la formación de sistemas estelares binarios o múltiples. El campo magnético también afecta a la formación de discos a través del frenado magnético, que una desalineación significativa entre el campo magnético y el flujo molecular tiende a reducir el frenado magnético, lo que conduce a la formación de discos más grandes. La emisión polarizada de polvo también puede ser un trazador de las propiedades de los granos, ofreciendo información sobre la evolución del polvo y las condiciones para la formación de planetas.

Understanding the role that the magnetic field plays in the formation of stars is one of the most pressing questions in astronomy. From a theoretical point of view, the magnetic field can influence star formation on every scale, from the clouds out of which they coalesce to the circumstellar disks where planets form. In this thesis, we present a comprehensive investigation of magnetic field properties in 61 protostellar envelopes within the Orion Molecular Clouds, combining high-resolution (∼1’’) 870 μm dust polarimetric observations of the B-field Orion Protostellar Survey (BOPS). With the observations, the magnetic field structures can be uniformly probed within the envelopes surrounding these very young protostars.

Firstly, we presented the initial results of BOPS, and we found that mm dust polarization in 16 protostars is produced by self-scattering, suggesting that grain growth occurs in the very early stages of the protostellar phases. For the rest of the protostars, the dust polarization traces the magnetic field, whose morphology can be approximately classified into three categories: standard hourglass, rotated hourglass, and spiral configuration. The magnetic field direction appears perpendicular to the outflow for the cases with significant velocity gradient, suggesting angular momentum is significant with respect to the magnetic field energy. Protostars with standard hourglass magnetic fields show weak velocity gradients, suggesting that magnetic braking is efficient to slow the rotation rate in this case.

Secondly, we used the disk properties from the Orion VLA/ALMA Nascent Disk and Multiplicity survey (VANDAM), and found that protostars with standard hourglass magnetic field morphologies tend to suppress fragmentation, and have smaller disk size than those with other field configurations. This suggests that in the case of the standard hourglass field structure, the magnetic field strength is stronger, ultimately leading to a smaller disk through the more effective magnetic braking. In addition, a more significant misalignment between the magnetic and outflow axes is associated with larger disk radii and disk masses, suggesting that increased misalignment results in weaker magnetic braking during core collapse, which aligns with the misalignment-induced disk formation model.

We also use the Davis-Chandrasekhar-Fermi method with different improved corrections for the angle dispersion to estimate the magnetic field strengths in 26 protostars with extended polarized dust emission. We found that the ordered magnetic field strengths are determined to be ∼2.0 mG for protostars with a standard hourglass magnetic field morphology, which is higher than the values derived for protostars with other field configurations. This suggests that the magnetic field plays a more significant role in envelopes exhibiting a standard hourglass field morphology.

In summary, BOPS observations of standard hourglass magnetic field morphologies in collapsing cores highlight the interplay between magnetic fields and gravity, while misaligned or twisted fields reflect the growing influence of rotation and turbulence. Magnetic fields also regulate fragmentation in dense envelopes: strong magnetic fields suppress fragmentation by stabilizing against gravitational instabilities, while weaker magnetic fields allow the formation of binary or multiple star systems. The magnetic field also affects disk formation through magnetic braking, that significant misalignment between the magnetic field and outflow axes tends to reduce magnetic braking, leading to the formation of larger disks. Furthermore, polarized dust emission can also be a tracer of grain properties, offering insights into dust evolution and the conditions for planet formation.