Molecular line and continuum studies of the early stages of star formation

New stars form in dense interstellar clouds of gas and dust called molecular clouds. The actual sites where the process of star formation takes place are the dense clumps and cores deeply embedded in molecular clouds. The details of the star formation process are complex and not completely understood. Thus, determining the physical and chemical properties of molecular cloud cores is necessary for a better understanding of how stars are formed. Some of the main features of the origin of low-mass stars, like the Sun, are already relatively well-known, though many details of the process are still under debate. The mechanism through which high-mass stars form, on the other hand, is poorly understood. Although it is likely that the formation of high-mass stars shares many properties similar to those of low-mass stars, the very first steps of the evolutionary sequence are unclear. Observational studies of star formation are carried out particularly at infrared, submillimetre, millimetre, and radio wavelengths. Much of our knowledge about the early stages of star formation in our Milky Way galaxy is obtained through molecular spectral line and dust continuum observations. The continuum emission of cold dust is one of the best tracers of the column density of molecular hydrogen, the main constituent of molecular clouds. Consequently, dust continuum observations provide a powerful tool to map large portions across molecular clouds, and to identify the dense star-forming sites within them. Molecular line observations, on the other hand, provide information on the gas kinematics and temperature. Together, these two observational tools provide an efficient way to study the dense interstellar gas and the associated dust that form new stars. The properties of highly obscured young stars can be further examined through radio continuum observations at centimetre wavelengths. For example, radio continuum emission carries useful information on conditions in the protostar+disk interaction region where protostellar jets are launched. In this PhD thesis, we study the physical and chemical properties of dense clumps and cores in both low- and high-mass star-forming regions. The sources are mainly studied in a statistical sense, but also in more detail. In this way, we are able to examine the general characteristics of the early stages of star formation, cloud properties on large scales (such as fragmentation), and some of the initial conditions of the collapse process that leads to the formation of a star. The studies presented in this thesis are mainly based on molecular line and dust continuum observations. These are combined with archival observations at infrared wavelengths in order to study the protostellar content of the cloud cores. In addition, centimetre radio continuum emission from young stellar objects (YSOs; i.e., protostars and pre-main sequence stars) is studied in this thesis to determine their evolutionary stages. The main results of this thesis are as follows: i) filamentary and sheet-like molecular cloud structures, such as infrared dark clouds (IRDCs), are likely to be caused by supersonic turbulence but their fragmentation at the scale of cores could be due to gravo-thermal instability; ii) the core evolution in the Orion B9 star-forming region appears to be dynamic and the role played by slow ambipolar diffusion in the formation and collapse of the cores may not be significant; iii) the study of the R CrA star-forming region suggests that the centimetre radio emission properties of a YSO are likely to change with its evolutionary stage; iv) the IRDC G304.74+01.32 contains candidate high-mass starless cores which may represent the very first steps of high-mass star and star cluster formation; v) SiO outflow signatures are seen in several high-mass star-forming regions which suggest that high-mass stars form in a similar way as their low-mass counterparts, i.e., via disk accretion. The results presented in this thesis provide constraints on the initial conditions and early stages of both low- and high-mass star formation. In particular, this thesis presents several observational results on the early stages of clustered star formation, which is the dominant mode of star formation in our Galaxy.

Tähdet syntyvät tiheissä tähtienvälisissä kaasu- ja pölypilvissä joita kutsutaan molekyylipilviksi. Varsinainen tähtien syntyprosessi tapahtuu molekyylipilven tiheimmissä osissa, niin sanotuissa klumpeissa ja pilviytimissä. Prosessin yksityiskohdat ovat monimutkaisia eikä niitä vielä täysin ymmärretä. Molekyylipilviytimien fysikaalisten ja kemiallisten ominaisuuksien määrittäminen on välttämätöntä jotta ymmärtäisimme paremmin kuinka tähdet syntyvät. Pienimassaisten tähtien, kuten meidän Auringon, syntyvaiheiden pääpiirteet tunnetaan suhteellisen hyvin vaikka prosessin monet yksityiskohdat ovatkin vielä kiistanalaisia. Toisaalta mekanismit jotka johtavat suurimassaisten tähtien syntyyn ovat hämäränpeitossa. Vaikka onkin todennäköistä, että suurimassaisten tähtien synty muistuttaa monelta osin pienimassaisten tähtien syntyä, ensimmäisiä kehitysvaiheita suurimassaisten tähtien synnyssä ei tunneta. Tähtien syntyä tutkitaan erityisesti infrapuna-, (ali)millimetri-, ja radioaallonpituuksilla. Tietomme Linnunradan tähtien synnyn varhaisvaiheista perustuu suurelta osin molekyylien spektriviiva- ja pölyn kontinuumihavaintoihin. Kylmän tähtienvälisen pölyn kontinuumiemissio on yksi parhaista tavoista määrittää molekyylipilvien yleisimmän molekyylin, vedyn, pylvästiheys. Tämän johdosta pölyn kontinuumihavainnot tarjoavat tehokkaan menetelmän molekyylipilvien kartoittamiseen ja tiheiden tähtien syntyalueiden etsimiseen. Toisaalta molekyyliviivahavainnot tarjoavat tietoa kaasun kinematiikasta ja lämpötilasta. Yhdessä yo. havaintomenetelmät muodostavat tehokkaan tavan tutkia tiheää tähtienvälistä kaasua ja pölyä jotka toimivat uusien tähtien rakennusaineena. Pilviytimien uumenissa olevien nuorten tähtien ominaisuuksia voidaan edelleen tutkia senttimetrialueen radiokontinuumihavaintojen avulla. Radiokontinuumiemissio tarjoaa hyödyllistä tietoa esimerkiksi prototähden ja sitä ympäröivän kiekon välisestä vuorovaikutusalueesta, josta esim. protostellaaristen suihkujen uskotaan saavan alkunsa. Tässä väitöskirjatyössä tutkitaan sekä pieni- että suurimassaisten tähtien syntyalueilla olevien klumppien ja ytimien fysikaalisia ja kemiallisia ominaisuuksia. Kohteita tutkitaan lähinnä tilastollisessa mielessä, mutta myös yksityiskohtaisesti. Tämä mahdollistaa tähtien synnyn yleisten ominaisuuksien tarkastelemisen, emopilvien suuren skaalan ominaisuuksien (kuten fragmentoitumisen) tutkimisen, sekä tähtien syntyprosessiin liittyvien alkuolosuhteiden määrittämisen. Väitöskirjassa esitetyt tutkimukset perustuvat pääasiassa molekyyliviiva- ja pölyn kontinuumihavaintoihin. Työssä käytetään myös infrapuna-alueen arkistohavaintoja, joka mahdollistaa pilviytimissä mahdollisesti olevien prototähtien tutkimisen. Lisäksi väitöskirjassa tutkitaan nuorten tähtien (prototähdet ja esi-pääsarjan tähdet) senttimetrialueen radiokontinuumiemissiota, joka auttaa kohteiden kehitysvaiheen määrittämistä. Väitöskirjatyön päätulokset ovat seuraavat: i) filamentaariset ja "liuskamaiset" molekyylipilvirakenteet, kuten infrapunapimeät sumut (engl. infrared dark clouds, IRDCs), ovat todennäköisesti seurausta supersoonisesta tähtienvälisestä turbulenssista, mutta pilvien fragmentoituminen ytimien skaalassa on mahdollisesti seurausta niin sanotusta gravitaatioinstabilisuudesta; ii) pilviytimien kehitys Orion B9-tähtien syntyalueessa vaikuttaa olevan dynaaminen ja hitaan ambipolaarisen diffuusion rooli ytimien muodostumisessa ja romahtamisessa ei luultavasti ole tärkeä; iii) R CrA-tähtien syntyalueen tutkimus viittaa siihen, että nuorten tähtien senttimetrialueen radioemissio-ominaisuudet muuttuvat kehitysvaiheen myötä; iv) infrapunapimeässä sumussa G304.74+01.32 on luultavasti suurimassaisia tähdettömiä ytimiä, jotka voivat edustaa ensimmäisiä vaiheita suurimassaisten tähtien ja tähtijoukkojen synnyssä; v) useissa suurimassaisten tähtien syntyalueissa nähdään merkkejä ulosvirtauksista SiO-spektriviivoissa, joka viittaa siihen, että suurimassaiset tähdet syntyvät samaan tapaan kuin pienimassaiset tähdet eli keräämällä ympäröivää ainetta kertymäkiekon välityksellä. Tässä väitöskirjassa esitetyt tulokset ovat hyödyksi sekä pieni- että suurimassaisten tähtien synnyn alkuolosuhteiden ja varhaisten kehitysvaiheiden ymmärtämiseksi. Erityisesti väitöskirjassa esitetään useita havaintotuloksia joukoittain syntyvien tähtien varhaisvaiheista. Tämä tieto on tarpeellista koska suurin osa Linnunratamme uusista tähdistä syntyy joukoissa.