[논문 리뷰] Hydrodynamical interaction between an accretion flow and a stellar wind

S. Mendoza, J. Cantó외 1명|Redalyc (Universidad Autónoma del Estado de México)|2004. 01. 21.

Astrophysics and Star Formation Studies인용 수 3

한 줄 요약

이 논문은 젊은 항성에서 회전하는 순환 유량과 항성 바람 간의 상호작용을 위한 단순화된 유체역학 모델을 제시한다. 충격 진화와 전파 연속기 반사 방출을 예측하기 위해 램 압력 균형을 사용한다. 주요 기여는 바람-순환 충격 인터페이스의 전파 맵을 생성하는 예측 프레임워크를 제공하는 것으로, 후기 시점에서의 복사 강도는 $ S_\nu \propto \dot{M}_w v_w^{1.68} $ 비례하며, 이는 $ \lambda > 1/2 $ 및 $ \tau_\nu \ll 1 $ 조건에서 유효하다.

ABSTRACT

Molecular clouds in the interstellar medium suffer gravitational instabilities that lead to the formation of one or multiple stars. A recently formed star inside a cold cloud communicates its gravitational force to the surrounding environment and soon an accretion flow falling into the star develops. After their formation, all stars soon eject a wind of gas that interacts with the external accretion flow. This interaction produces a shock wave that evolves with time. The work presented in this article formulates a simple prescription for the evolution of this interaction. With the aid of this model we construct a few radio continuum maps of the source.

연구 동기 및 목표

• 젊은 항성에서 회전하는 순환 유량과 항성 바람 간의 상호작용을 위한 실용적인 유체역학 모델을 개발하기 위해.
• 바람-순환 상호작용으로 형성된 충격 인터페이스의 관측 가능한 전파 연속기 방출을 예측하기 위해.
• 특정 램 압력 균형 조건 하에서 유효한 박막층 근사 모델을 수립하기 위해.
• 관측 결과와 비교하기 위한 합성 전파 연속기 맵을 생성하기 위해.
• 단순화된 힘 균형 역학을 사용하여 충격 구조와 방출 강도의 시간 진화를 정량화하기 위해.

제안 방법

• 항성 바람($ \dot{M}_w v_w $)과 순환 유량($ \dot{M} v_k $) 간의 램 압력 균형을 사용하여 차원이 없는 파라미터 $ \lambda $ 를 정의하며, $ v_k $ 는 $ r_d $ 에서의 케플러 속도이다.
• 원통형 대칭을 가정하고, 윤리히의 순환 모델을 적용하며, 작은 각운동량과 다항 상태 방정식 $ p/p_\infty = (\rho/\rho_\infty)^\kappa $ 을 가정한다.
• 충격 표면의 형상을 힘 균형을 통해 유도하며, 충격이 얇고 시간에 따라 진화한다고 가정하며, $ \lambda \gg 1 $ 일 경우 무한한 팽창이 발생한다.
• 열적 자유-자유 방출에 대해 Curiel 등 (1989)의 공식을 사용하여 광학적 두께 $ \tau_\nu $ 를 계산한다: $ \tau_\nu \propto n v_s^{1.68} T^{-0.55} \nu^{-2.1} $.
• 박막층 근사 조건($ \tau_\nu \ll 1 $) 하에서 빛의 온도 $ T_B = T \tau_\nu $ 를 계산하여, 빛의 온도 등고선을 도출한다.
• 구좌표계를 사용하여 투영된 입체각에 대해 통합하여 복사 강도 밀도 $ S_\nu \propto \int \tau_\nu \, \mathrm{d}a / D^2 $ 를 계산함으로써 관측 가능한 맵을 도출한다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 항성 바람이 회전하고 각운동량이 낮은 순환 유량과 상호작용할 때 충격 표면은 시간에 따라 어떻게 진화하는가?
• RQ2 상호작용이 평형 상태에 도달하는 조건은 무엇이며, 충격은 언제 무한대까지 팽창하는가?
• RQ3 바람-순환 충격 인터페이스의 관측 가능한 전파 연속기 방출 특징은 무엇인가?
• RQ4 복사 강도와 빛의 온도는 시간과 바람 질량 손실률, 속도 등의 물리적 파라미터에 따라 어떻게 변화하는가?
• RQ5 충격층에 대한 박막층 근사의 유효 범위는 무엇인가?

주요 결과

• 충격 표면은 $ \lambda \gg 1 $ 일 경우 무한대까지 팽창하여 박막층 근사가 무효화된다; $ \lambda < 1/2 $ 일 경우 평형 상태 구조가 가능하다.
• $ \lambda > 1/2 $ 일 경우, 후기 시점에서 방출 강도는 일정한 값으로 수렴한다: $ S_\nu \approx 3.37 \, \text{mJy} \times (\dot{M}_w / 10^{-7} \, M_\odot \text{yr}^{-1}) (v_w / 300 \, \text{km s}^{-1})^{1.68} (T / 10^4 \, \text{K})^2 (\nu / 5 \, \text{GHz})^{-0.1} (D / 150 \, \text{pc})^{-2} $.
• 광학적 두께 $ \tau_\nu \ll 1 $ 이므로, 빛의 온도 계산에 $ T_B = T \tau_\nu $ 를 사용하는 것이 타당하다.
• 천체에서의 충격 표면 전파 맵은 빛의 온도 등고선을 천구 평면에 투영하여 생성되며, 그 구조는 $ \lambda $ 에 따라 달라진다.
• 복사 강도의 진화는 시간에 따라 변화하며, $ \lambda < 1/2 $ 일 경우에만 평형 상태에 도달하며, 특성 시간 스케일은 $ \lambda $ 와 관련된다.
• 모델은 일반적인 젊은 항성 물리적 파라미터를 기준으로 mJy 수준의 관측 가능한 복사 강도를 예측하여, mm/sub-mm 및 cm 파장 관측과 관련성이 있다.