Биполярный отток - Bipolar outflow

Для использования в других целях см. Отток.
В Туманность Бумеранг отличный пример биполярного оттока. Изображение предоставлено NASA, STScI.

А биполярный отток состоит из двух непрерывных потоков газа от полюсов звезды. Биполярный отток может быть связан с протозвезды (молодые, формирующиеся звезды) или с развитыми пост-AGB звезды (часто в виде биполярные туманности ).

Протостары

В случае молодой звезды биполярный отток осуществляется за счет плотной коллимированной струи.[1] Эти астрофизические джеты они уже, чем отток, и их очень трудно наблюдать напрямую. Тем не мение, сверхзвуковой ударные фронты вдоль струи нагревают газ внутри и вокруг струи до тысяч градусов. Эти карманы горячего газа излучают на инфракрасный длины волн и, следовательно, могут быть обнаружены с помощью телескопов, таких как Инфракрасный телескоп Соединенного Королевства (УКИРТ). Часто они выглядят как отдельные узлы или дуги вдоль луча струи. Их обычно называют молекулярными носовыми ударами, поскольку узлы обычно изогнуты, как носовая волна на носу корабля.

Вхождение

Обычно головные удары молекул наблюдаются в вращающийся излучение горячего молекулярного водорода. Эти объекты известны как объекты эмиссионных линий молекулярного водорода или MHOs.

Биполярные истечения обычно наблюдаются в излучении теплых молекул окиси углерода с помощью телескопов миллиметрового диапазона, таких как Джеймс Клерк Максвелл телескоп, хотя можно использовать и другие следовые молекулы. Биполярные оттоки часто встречаются в плотных темных облаках. Они, как правило, связаны с самыми молодыми звездами (возрастом менее 10 000 лет) и тесно связаны с молекулярными ударными волнами. Действительно, считается, что ударные волны носа поднимают или «увлекают» плотный газ из окружающего облака, чтобы сформировать биполярный поток.[2]

Самолеты от более развитых молодых звезд - Звезды Т Тельца - производить аналогичные толчки из лука, хотя они видны на оптический длины волн и называются Объекты Хербига – Аро (Объекты HH). Звезды типа Т Тельца обычно находятся в менее плотных средах. Отсутствие окружающего газа и пыли означает, что объекты HH менее эффективно захватывают молекулярный газ. Следовательно, они с меньшей вероятностью будут связаны с видимыми биполярными оттоками.

Наличие биполярного истечения показывает, что центральная звезда все еще накапливает материал из окружающего облака через аккреционный диск. Истечение уменьшает нарастание углового момента, когда материал движется по спирали вниз к центральной звезде через аккреционный диск. Намагниченный материал в этих протопланетных джетах вращается и исходит из обширной области протозвездного диска.[1]

Биполярные оттоки также выбрасываются из эволюционировавших звезд, таких как протопланетные туманности, планетарные туманности, и пост-AGB звезды. Прямые изображения протопланетных туманностей и планетарных туманностей показали наличие потоков, выбрасываемых этими системами.[2][3] Крупные кампании по спектроскопическому мониторингу лучевых скоростей выявили наличие высокоскоростных потоков или струй от звезд после AGB.[4][5][6] Происхождение этих джетов - наличие двойного компаньона, в котором перенос массы и аккреция на одну из звезд приводят к созданию аккреционного диска, из которого происходит выброс вещества. Присутствие магнитного поля вызывает в конечном итоге выброс и коллимацию вещества, образуя биполярный поток или струю.

В обоих случаях биполярные истечения в основном состоят из молекулярного газа. Они могут путешествовать со скоростью десятки или даже сотни километров в секунду, а в случае молодых звезд простираются на парсек в длину.

Галактический отток

Массивные галактические молекулярные потоки могут иметь физические условия, такие как высокая плотность газа, для образования звезд. Этот режим звездообразования может способствовать морфологической эволюции галактик.[7]

Инфракрасное изображение биполярного оттока. Утечка вызвана массивной молодой звездой, которая была впервые идентифицирована как радиоисточник и каталогизирована "DR 21 ". Сам отток известен как отток DR21 или MHO 898/899. Изображение предоставлено: Крис Дэвис, UKIRT / Объединенный астрономический центр

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ Pudritz, Ralph E .; Рэй, Том П. (2019). «Роль магнитных полей в протозвездных истечениях и звездообразовании». Границы астрономии и космических наук. 6: 54. arXiv:1912.05605. Bibcode:2019ФРАСС ... 6 ... 54С. Дои:10.3389 / fspas.2019.00054. ISSN  2296-987X.
  2. ^ Sahai, R .; Zijlstra, A .; Sánchez Contreras, C .; Моррис, М. (2003-03-01). "Ледяная биполярная протопланетная туманность с узловатыми струями: IRAS 22036 + 5306". Письма в астрофизический журнал. 586 (1): L81 – L85. Bibcode:2003ApJ ... 586L..81S. Дои:10.1086/374582. ISSN  0004-637X.
  3. ^ Ливио, Марио (2000). «Джеты в планетарных туманностях». Асимметричные планетарные туманности II: от истоков до микроструктур. 199: 243. Bibcode:2000ASPC..199..243L.
  4. ^ Горлова, Н .; Van Winckel, H .; Йориссен, А. (01.01.2012). «Массовый перенос в двух двоичных файлах Post-AGB с пыльными дисками». Открытая астрономия. 21 (1–2): 165. Bibcode:2012Балта..21..165Г. Дои:10.1515 / astro-2017-0371. ISSN  2543-6376.
  5. ^ Горлова, Н .; Van Winckel, H .; Иконникова, Н.П .; Бурлак, М. А .; Комиссарова, Г. В .; Jorissen, A .; Gielen, C .; Debosscher, J .; Дегроот, П. (2015-06-12). «IRAS 19135 + 3937: переменная SRd как взаимодействующая двоичная система, окруженная околумбинарным диском». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 451 (3): 2462–2478. arXiv:1505.04264. Bibcode:2015МНРАС.451.2462Г. Дои:10.1093 / мнрас / stv1111. ISSN  1365-2966.
  6. ^ Боллен, Дилан; Ван Винкель, Ганс; Каматх, Девика (ноябрь 2017 г.). «Создание струи в двоичных файлах post-AGB: аккреционный диск окружности спутника вокруг BD + 46 ° 442». Астрономия и астрофизика. 607: A60. arXiv:1708.00202. Bibcode:2017A&A ... 607A..60B. Дои:10.1051/0004-6361/201731493. ISSN  0004-6361.
  7. ^ Майолино, Р .; Russell, H.R .; Fabian, A.C .; и другие. (2017). «Звездообразование внутри галактического истечения». Природа. 544 (7649): 202–206. arXiv:1703.08587. Дои:10.1038 / природа21677. ISSN  0028-0836. PMID  28346938.
  1. ^ Рейпурт Б., Балли Дж. (2001), "Потоки Хербига – Аро: исследования ранней звездной эволюции", Ежегодный обзор астрономии и астрофизики, т. 39, стр. 403-455
  2. ^ Дэвис К. Дж., Эйслоффель Дж. (1995), "Получение изображений в ближнем инфракрасном диапазоне в H2 молекулярных (CO) оттоков молодых звезд", Астрономия и астрофизика, т. 300, стр. 851-869.
  3. ^ Квок С. (2000), Происхождение и эволюция планетарных туманностей, Cambridge Astrophysics Series, Cambridge University Press.
  4. ^ Чен З., Фрэнк А., Блэкман Э. Г., Нордхаус Дж. И Кэрролл-Нелленбак Дж. (2017) "Массоперенос и формирование диска в двоичных системах AGB", Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества, https://doi.org/10.1093/mnras/stx680

внешняя ссылка