Was sind Infall-Signaturen in Sternen?

Das von Ihnen verlinkte Papier versucht speziell, massiv zu verstehen$(M\gtrsim 8\:\mathrm{M_\odot})$Sternentstehung. Es ist immer noch eine offene Frage, wie genau sehr massereiche Sterne entstehen. Bilden sie sich alle auf einmal in einem riesigen Akkretionsereignis ("Top-Down"-Formation) oder bilden sie sich, indem ein Haufen massearmer Sterne verschmelzen ("Bottom-Up"-Formation) oder durch einen anderen Prozess insgesamt? Die Autoren der Veröffentlichung geben an, dass es besonders schwierig ist, die Entstehung massereicher Sterne zu untersuchen.

Die Evolution in massearmen Systemen ist oft durch Änderungen der spektralen Energieverteilungen (SEDs) gekennzeichnet. Dies ist in Systemen mit hoher Masse nicht so einfach (Molinari et al. 2008) ¹ , weshalb die Untersuchung der Gasdynamik sehr wichtig ist.

Im Grunde können sie nicht einfach herausfinden, was vor sich geht, indem sie sich die SED der massereichen Sternentstehungsregion ansehen, also werden sie sich stattdessen ansehen, wie das Gas fließt und sich während der Entstehung bewegt. Klassenet al. brechen ihre Beobachtungen in die Beobachtung von "Einfall" und "Ausfluss" (über zwei verschiedene molekulare Übergänge) auf. Damit meinen sie, dass ein molekularer Übergang (der der$J=4-3$Übergang ein$\mathrm{HCO^+}$und$\mathrm{H^{13}CO^+}$Moleküle) zeigen Anzeichen dafür, dass Gas in den Kern strömt, dh infall, während ein anderer molekularer Übergang (der des$J=8-7$Übergang in die$\mathrm{SiO}$Molekül) zeigt Anzeichen dafür, dass Gas aus dem Kern strömt, dh Ausfluss.

Während der Sternentstehung neigen Sie dazu, beide Arten von Strömungen zu bekommen. Ein Einbruch erfolgt, weil sich das Gas aufgrund der Schwerkraft einfach auf dem Kern ansammelt. Ein Abfluss findet statt, weil die anwachsende Materie und der zentrale Kern sehr heiß werden, was eine Energiefreisetzung nach außen verursacht.

In Abschnitt 3.2 können Sie genau sehen, wie sie die Zuflüsse verfolgen. Sie haben einen Absatz, in dem sie genau besprechen, wie sie anhand der Beobachtungen feststellen, dass das Gas in den Kern fällt$\mathrm{HCO^+}$und$\mathrm{H^{13}CO^+}$Moleküle.

Doppelspitziges oder asymmetrisches H$\mathrm{HCO^+}$Linienprofile, bei denen die hellste Emission blauwärts der Ruhegeschwindigkeit der Quelle liegt, können als Folge des Einfalls interpretiert werden, wenn die$\mathrm{H^{13}CO^+}$hat bei der Ruhegeschwindigkeit eine einzelne Spitze. Wenn das optisch dünn ist$\mathrm{H^{13}CO^+}$hat auch ein Doppelspitzenprofil, die Doppelspitze in beiden Linien ist wahrscheinlich auf mehrere Komponenten entlang der Sichtlinie zurückzuführen. Churchwellet al. (2010) ² beschreiben die verschiedenen Mechanismen, die einen Doppelpeak in an erzeugen könnten$\mathrm{HCO^+}$Linienprofil in Richtung massereicher Sternentstehungsgebiete und schließen daraus, dass die Selbstabsorption am besten zu den beobachteten Linienprofilen passt. Die Blau- oder Rotschiefe des Absorptionsprofils kann dann verwendet werden, um Einfall (blau) oder Ausfluss (rot) zu unterscheiden.

Ich werde nicht ins Detail gehen, um die spektroskopische Interpretation des obigen Zitats genau zu erklären, aber es genügt zu sagen, dass dies ihre Methode ist, um Materie nachzuweisen, die in Richtung des Kerns des massereichen Sterns einfällt.

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_{¹ Molinari, S., Pezzuto, S., Cesaroni, R., et al. 2008, Astronomie und Astrophysik, 481, 345}

_{² Churchwell, E., Sievers, A., & Thum, C. 2010, Astronomy and Astrophysics, 513, 9}