Dieter Nürnberger

• One of the most fundamental, yet still unsolved problems in star formation research is addressed by the question "How do high mass stars form?". While most details related to the formation and early evolution of low mass stars are quite well understood today, the basic processes leading to the formation of high mass stars still remain a mystery. There is no doubt that low mass stars like our Sun form via accretion of gas and dust from their natal environment. With respect to the formation of high mass stars theorists currently discuss twoOne of the most fundamental, yet still unsolved problems in star formation research is addressed by the question "How do high mass stars form?". While most details related to the formation and early evolution of low mass stars are quite well understood today, the basic processes leading to the formation of high mass stars still remain a mystery. There is no doubt that low mass stars like our Sun form via accretion of gas and dust from their natal environment. With respect to the formation of high mass stars theorists currently discuss two possible scenarios controversely: First, similar to stars of lower masses, high mass stars form by continuous (time variable) accretion of large amounts of gas and dust through their circumstellar envelopes and/or disks. Second, high mass stars form by repeated collisions (coalescence) of protostars of lower masses. Both scenarios bear difficulties which impose strong constrains on the final mass of the young star. To find evidences for or against one of these two theoretical models is a challenging task for observers. First, sites of high mass star formation are much more distant than the nearby sites of low mass star formation. Second, high mass stars form and evolve much faster than low mass star. In particular, they contract to main sequence, hydrogen burning temperatures and densities on time scales which are much shorter than typical accretion time scales. Third, as a consequence of the previous point, young high mass stars are usually deeply embedded in their natal environment throughout their (short) pre-main sequence phase. Therefore, high mass protostars are rare, difficult to find and difficult to study. In my thesis I undertake a novel approach to search for and to characterize high mass protostars, by looking into a region where young high mass stars form in the violent neighbourhood of a cluster of early type main sequence stars. The presence of already evolved O type stars provides a wealth of energetic photons and powerful stellar winds which evaporate and disperse the surrounding interstellar medium, thus "lifting the courtains" around nearby young stars at a relatively early evolutionary stage. Such premises are given in the Galactic starburst region NGC 3603. Nevertheless, a large observational effort with different telescopes and instruments -- in particular, taking advantage of the high angular resolution and high sensitivity of near and mid IR instruments available at ESO -- was necessary to achieve the goals of my study. After a basic introduction on the topic of (high mass) star formation in Chapter 1, a short overview of the investigated region NGC 3603 and its importance for both galactic and extragalactic star formation studies is given in Chapter 2. Then, in Chapter 3, I report on a comprehensive investigation of the distribution and kinematics of the molecular gas and dust associated with the NGC 3603 region. In Chapter 4 I thoroughly address the radial extent of the NGC 3603 OB cluster and the spatial distribution of the cluster members. Together with deep Ks band imaging data, a detailed survey of NGC 3603 at mid IR wavelengths allows to search the neighbourhood of the cold molecular gas and dust for sources with intrinsic mid IR excess (Chapter 5). In Chapter 6 I characterize the most prominent sources of NGC 3603 IRS 9 and show that these sources are bona-fide candidates for high mass protostars. Finally, a concise summary as well as an outlook on future prospects in high mass star formation research is given in Chapter 7.…
• Eines der wichtigsten, nach wie vor ungeloesten Probleme auf dem Forschungsgebiet der Sternentstehung kann durch die einfache Frage "Wie entstehen massereiche Sterne?" zum Ausdruck gebracht werden. Waehrend die Entstehung und fruehe Entwicklung massearmer Sternen bereits in vielen Details gut verstanden ist, sind die grundlegenden Prozesse waehrend der Entstehung massereicher Sterne noch ungeklaert. Es besteht kein Zweifel, dass massearme Sterne wie unsere Sonne durch Akkretion von Gas und Staub aus ihrer Geburtswolke hervorgehen. Seitens derEines der wichtigsten, nach wie vor ungeloesten Probleme auf dem Forschungsgebiet der Sternentstehung kann durch die einfache Frage "Wie entstehen massereiche Sterne?" zum Ausdruck gebracht werden. Waehrend die Entstehung und fruehe Entwicklung massearmer Sternen bereits in vielen Details gut verstanden ist, sind die grundlegenden Prozesse waehrend der Entstehung massereicher Sterne noch ungeklaert. Es besteht kein Zweifel, dass massearme Sterne wie unsere Sonne durch Akkretion von Gas und Staub aus ihrer Geburtswolke hervorgehen. Seitens der theoretischen Astrophysik werden hinsichtlich der Entstehung massereicher Sterne zwei moegliche Szenarien kontrovers diskutiert. Folgt man dem ersten Modell, so entstehen massereiche Sterne aehnlich wie massearme Sterne, indem sie kontinuierlich (zeitlich variabel) grosse Mengen Gas und Staub ueber ihre zirkumstellaren Huellen und/oder Scheiben akkretieren. Demgegenueber erklaert das zweite Modell die Entstehung massereicher Sterne ueber wiederholt stattfindende Kollisionen von Protosternen geringerer Masse (Koaleszenz). In beide Szenarien begegnet man jedoch Schwierigkeiten physikalischer Natur, die der entgueltigen Masse eines jungen massereichen Sternes eine obere Grenze setzen. Argumente/Beweise fuer oder gegen eines dieser beiden konkurrierenden Modelle zu finden, stellt fuer die beobachtenden Astrophysiker eine grosse Herausforderung dar. Hierfuer gibt es mehrere Gruende: Erstens, die Entstehungsgebiete massereicher Sterne liegen in deutlich groesserer Entfernung als die relativ nahegelegenen Entstehungsgebiete massearmer Sterne. Zweitens, massereiche Sterne entstehen und entwickeln sich viel schneller als massearme Sterne. Insbesonders verlaeuft die Kontraktion zu Temperaturen und Dichten, die denen waehrend des Wasserstoffbrennens auf der Hauptreihe entsprechen, auf Zeitskalen, die deutlich kuerzer sind als typische Zeitskalen fuer die Akkretion von zirkumstellarer Materie. Drittens, und unmittelbare Konsequenz des vorherigen Punktes, junge massereiche Sterne sind gewoehnlich waehrend ihrer gesamten (relativ kurzen) Vorhauptreihenentwicklung tief eingebettet in jene Wolke aus molekularem Gas und Staub, aus der sie selbst entstanden sind. Massereiche Protosterne sind daher sehr selten, schwierig zu entdecken und schwierig zu studieren. In meiner Doktorarbeit unternehme ich einen neuartigen Versuch, massereiche Protosterne zu suchen und zu charakterisieren, indem ich die turbulente Umgebung ein Haufens von fruehen Hauptreihensternen untersuche. Die Praesenz von bereits entwickelten Sternen des Spektraltyps O fuehrt zur Produktion energiereicher Photonen und kraeftiger Sternwinde, welche die umgebende interstellare Materie verdampfen und zerstreuen. Dadurch kann der Blick auf benachbarte junge Sterne zu einem relativ fruehen Zeitpunkt ihrer Entstehung freigegeben werden. Derartige Voraussetzungen finden sich in der galaktischen Starburst-Region NGC 3603. Nichtsdestoweniger bedarf es jedoch eines gewaltigen beobachtungstechnischen Aufwandes mit mehreren Teleskopen und Instrumenten -- insbesondere sind die hohe raeumliche Aufloesung sowie die exzellente Sensitivitaet der fuer die Beobachtungen im nahen und mittleren Infrarot benutzten ESO-Instrumente von entscheidender Bedeutung --, um die gesteckten Ziele meiner Studie zu erreichen. Nach einer grundlegenden Einfuehrung in die Thematik der Entstehung von (massereichen) Sternen in Kapitel 1 wird ein kurzer Ueberblick gegeben ueber die untersuchte Region NGC 3603 sowie ueber ihre Bedeutung fuer Studien zur Sternentstehung sowohl innerhalb als auch ausserhalb unserer Galaxie (Kapitel 2). Anschliessend berichte ich in Kapitel 3 ueber die Ergebnisse einer umfangreichen Untersuchung zur Verteilung und Kinematik des mit der NGC 3603-Region assoziierten molekularen Gases und Staubes. In Kapitel 4 untersuche ich die radiale Ausdehnung des zentralen OB-Sternhaufens und die raeumliche Verteilung seiner Mitgliedssterne. Zusammen mit tiefen Aufnahmen im Ks-Band erlauben detaillierte Beobachtungen bei Wellenlaengen des mittleren Infrarot die Identifizierung von intrinsisch stark geroeteten Quellen in der Nachbarschaft von kaltem, molekularem Gas und Staub (Kapitel 5). In Kapitel 6 werden dann die hellsten dieser Objekte, die Quellen der NGC 3603 IRS 9- Region, genauestens charakterisiert. Es wird gezeigt, dass diese Quellen geeignete Kandidaten fuer massereiche Protosterne darstellen. Zum Schluss fasse ich die erzielten Ergebnisse in Kapitel 7 zusammen und gebe einen Ausblick auf Schwerpunkte zukuenftiger Studien zur Entstehung massereicher Sterne.…