Біполярний відтік

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до навігації Перейти до пошуку
Туманність Бумеранг є чудовим прикладом біполярного потоку. Автор зображення: NASA, STScI.

Біполярний відтік включає в себе два безперервних потоки газу від полюсів зірки. Біполярні відтоки можуть бути пов’язані з протозірками (молодими зірками, що формуються) або з еволюційними пост-AGB зірками (часто у формі біполярних туманностей ).

Протозірки

[ред. | ред. код]

У випадку молодої зірки біполярний відтік керується щільним колімованим струменем. Ці астрофізичні струмені вужчі, ніж витік, і їх дуже важко спостерігати безпосередньо. Хоча надзвукові ударні фронти вздовж струменя нагрівають газ у струмені та навколо нього до тисяч градусів. Ці кишені гарячого газу випромінюють інфрачервоні хвилі, таким чином їх можна виявити за допомогою таких телескопів, як Інфрачервоний телескоп Великобританії (ІТВ). Вони часто з’являються у вигляді дискретних вузлів або дуг уздовж променя струменя. Їх зазвичай називають молекулярними ударними хвилями, оскільки вузли зазвичай викривлені, як носова хвиля в передній частині корабля.

Виникнення

[ред. | ред. код]

Здебільшого молекулярні ударні хвилі спостерігаються в обертально-вібраційному випромінюванні гарячого молекулярного водню. Ці об’єкти відомі як об’єкти лінії випромінювання молекулярного водню.

Біполярні відтоки зазвичай спостерігаються у випромінюванні теплих молекул монооксиду вуглецю за допомогою міліметрово-хвильових телескопів, таких як телескоп Джеймса Клерка Максвелла, хоча можна використовувати й інші слідові молекули. Біполярні відтоки часто можна зустріти в щільних темних хмарах. Вони, зазвичай, пов’язані з наймолодшими зірками (віком менше 10 000 років) і тісно пов’язані з молекулярними ударними хвилями. Справді вважається, що ударні хвилі змітають або «захоплюють» щільний газ із навколишньої хмари, щоб утворити біполярний відтік.

Струмені від більш розвинених молодих зірок - зірок Т Тельця - створюють подібні ударні хвилі, хоча вони видимі на оптичних довжинах хвиль і називаються об'єктами Гербіга-Аро (об'єктами ГА). Зірки Т Тельця зазвичай знаходяться у менш щільних середовищах. Відсутність навколишнього газу та пилу означає, що об’єкти ГА є менш ефективними для залучення молекулярного газу. Тому вони менш імовірно пов’язані з видимими біполярними відтоками.

Наявність біполярного відтоку показує, що центральна зірка все ще нагромаджує матеріал із навколишньої хмари через акреційний диск . Відтік полегшує накопичення кутового моменту, у той час як матеріал по спіралі спускається вниз на центральну зірку через акреційний диск. Намагнічений матеріал у цих протопланетних струменях обертається і походить із великої області протозоряного диска. [1]

Біполярні відтоки також випромінюються з еволюційних зірок, таких як протопланетні туманності, планетарні туманності та пост-AGB зірки . Пряме зображення протопланетних туманностей та планетарних туманностей показало наявність потоків, випромінених цими системами. [2] [3] Великі кампанії спектроскопічного моніторингу променевої швидкості виявили наявність високошвидкісних витоків або струменів зірок після пост-AGB зірок. [4] [5] [6] Джерело цих струменів полягає в наявності подвійного компаньйона, де перенесення маси та приріст на одній із зірок призводять до створення нарощенного диска, з якого випромінюється речовина. Наявність магнітного поля викликає остаточний викид та колімацію речовини, утворюючи біполярний витік або струмінь.

В обох випадках біполярні відтоки складаються переважно з молекулярного газу. Вони можуть подорожувати зі швидкістю десятки або навіть сотні кілометрів на секунду, а у випадку молодих зірок мають понад 1 парсек у довжину.

Галактичний відтік

[ред. | ред. код]

Масивні галактичні молекулярні відтоки можуть мати такі фізичні умови, як висока щільність газу, аби утворювати зірки. Цей режим зореутворення може сприяти морфологічній еволюції галактик. [7]

Інфрачервоне зображення біполярного відтоку. Потік зумовлений масивною молодою зіркою, яку вперше ідентифікували як радіоджерело та внесли в каталог " DR 21 ". Сам відтік відомий як відтік DR21 або MHO 898/899. Автор зображення: Кріс Девіс, UKIRT/Об’єднаний астрономічний центр

Дивіться також

[ред. | ред. код]

Список літератури

[ред. | ред. код]
  1. ↑  Reipurth B., Bally J. (2001), "Herbig–Haro flows: probes of early stellar evolution", Annual Review of Astronomy and Astrophysics, vol. 39, p. 403-455
  2. ↑  Davis C. J., Eisloeffel J. (1995), "Near-infrared imaging in H2 of molecular (CO) outflows from young stars", Astronomy and Astrophysics, vol. 300, p. 851-869.
  3. ↑  Kwok S. (2000), The origin and evolution of Planetary Nebulae, Cambridge Astrophysics Series, Cambridge University Press.
  4. ↑  Chen Z., Frank A., Blackman E. G., Nordhaus J. and Carroll-Nellenback J., (2017), "Mass Transfer and Disc Formation in AGB Binary systems", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, https://doi.org/10.1093/mnras/stx680

Зовнішні посилання

[ред. | ред. код]
  1. ↑ Pudritz, Ralph E.; Ray, Tom P. (2019). The Role of Magnetic Fields in Protostellar Outflows and Star Formation. Frontiers in Astronomy and Space Sciences. 6: 54. arXiv:1912.05605. Bibcode:2019FrASS...6...54P. doi:10.3389/fspas.2019.00054. ISSN 2296-987X.
  2. ↑ Sahai, R.; Zijlstra, A.; Sánchez Contreras, C.; Morris, M. (1 березня 2003). An Icy, Bipolar Proto-Planetary Nebula with Knotty Jets: IRAS 22036+5306. The Astrophysical Journal Letters. 586 (1): L81—L85. Bibcode:2003ApJ...586L..81S. doi:10.1086/374582. ISSN 0004-637X.
  3. ↑ Livio, Mario (2000). Jets in Planetary Nebulae. Asymmetrical Planetary Nebulae II: From Origins to Microstructures. 199: 243. Bibcode:2000ASPC..199..243L.
  4. ↑ Gorlova, N.; Van Winckel, H.; Jorissen, A. (1 січня 2012). Mass Transfer in Two Post-AGB Binaries with Dusty Disks. Open Astronomy. 21 (1–2): 165. Bibcode:2012BaltA..21..165G. doi:10.1515/astro-2017-0371. ISSN 2543-6376.
  5. ↑ Gorlova, N.; Van Winckel, H.; Ikonnikova, N. P.; Burlak, M. A.; Komissarova, G. V.; Jorissen, A.; Gielen, C.; Debosscher, J.; Degroote, P. (12 червня 2015). IRAS 19135+3937: an SRd variable as interacting binary surrounded by a circumbinary disc. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 451 (3): 2462—2478. arXiv:1505.04264. Bibcode:2015MNRAS.451.2462G. doi:10.1093/mnras/stv1111. ISSN 1365-2966.
  6. ↑ Bollen, Dylan; Van Winckel, Hans; Kamath, Devika (November 2017). Jet creation in post-AGB binaries: the circum-companion accretion disk around BD+46°442. Astronomy & Astrophysics. 607: A60. arXiv:1708.00202. Bibcode:2017A&A...607A..60B. doi:10.1051/0004-6361/201731493. ISSN 0004-6361.
  7. ↑ Maiolino, R.; Russell, H. R.; Fabian, A. C. та ін. (2017). Star formation inside a galactic outflow. Nature. 544 (7649): 202—206. arXiv:1703.08587. Bibcode:2017Natur.544..202M. doi:10.1038/nature21677. ISSN 0028-0836. PMID 28346938.
Отримано з https://uk.wikipedia.org/wiki/Біполярний_відтік