[논문 리뷰] Very compact radio emission from high-mass protostars. II. Dust disks and ionized accretion flows

F. van der Tak, K. M. Menten|ArXiv.org|2005. 04. 01.

Astrophysics and Star Formation Studies참고 문헌 47인용 수 50

한 줄 요약

이 연구는 43 GHz VLBI 영상 기법을 사용하여 고질량 형성 중 별 W33A, AFGL 2591, 그리고 NGC 7538 IRS9에서 밀리줄레벨의 밀집된 전파 방출을 탐지하였으며, 항성 중력에 의해 봉인된 이온화된 적축 흐름을 규명하였다. 결과는 적축 흐름이 별 근처에서 이온화되며, 항성의 광도가 약 10⁵ L⊙에 도달할 때까지는 H II 영역이 중력적으로 봉인된 상태를 유지함을 지지한다. 이후 H II 영역은 팽창하고, 분출 흐름은 쌍방향성을 失한다.

ABSTRACT

This paper reports 43 GHz imaging of the high-mass protostars W33A, AFGL 2591 and NGC 7538 IRS9 at 0.04'' and 0.6'' resolution. In each case, weak (~mJy), compact (~100 AU) emission is detected, which has an elongated shape (axis ratio ~3). For AFGL 2591 and NGC 7538 IRS9, the emission is single-peaked, while for the highest luminosity source, W33A, a `mini-cluster' of three sources is detected. The derived sizes, flux densities, and broad-band radio spectra of the sources support recent models where the initial expansion of HII regions around very young O-type stars is prevented by stellar gravity. In these models, accretion flows onto high-mass stars originate in large-scale molecular envelopes and become ionized close to the star. These models reproduce our observations of ionized gas as well as the structure of the molecular envelopes of these sources on 10^3--10^4 AU scales derived previously from single-dish submillimeter continuum and line mapping. For AFGL 2591, the 43 GHz flux density is also consistent with dust emission from a disk seen in near-infrared `speckle' images. However, the alignment of the 43 GHz emission with the large-scale molecular outflow argues against an origin in a disk for AFGL 2591 and NGC 7538 IRS9. In contrast, the outflow from W33A does not appear to be collimated. Together with previously presented case studies of W3 IRS5 and AFGL 2136, our results indicate that the formation of stars and stellar clusters with luminosities up to ~10^5 L0 proceeds through accretion and produces collimated outflows as in the solar-type case, with the `additional feature' that the accretion flow becomes ionized close to the star. Above ~10^5 L0, clusters of HII regions appear, and outflows are no longer collimated, possibly as the result of mergers of protostars or pre-stellar cores.

연구 동기 및 목표

• 고각해상도 관측을 통해 깊이 매몰된 고질량 형성 중 별의 밀집 전파 방출의 성격을 조사하기 위해.
• 전파 방출이 이온화된 적축 흐름인지 또는 먼지 디스크에서 기인하는지 확인하고, 이는 고질량 별 형성 모델에 미치는 영향을 평가하기 위해.
• 전파 방출, 분자 분출 흐름, 고질량 형성 중 별의 진화 상태 간의 관계를 검토하기 위해.
• 초기 단계의 고질량 별에서 이온화된 적축 흐름이 항성 중력에 의해 봉인된다는 가설을 검증하기 위해.
• 특히 광도가 약 10⁵ L⊙일 때, 적축 흐름 지배 단계에서 H II 영역 지배 단계로의 전이 과정을 탐색하기 위해.

제안 방법

• 약 0.04″ 및 약 0.6″ 해상도로 Very Long Baseline Array (VLBA)를 사용한 고각해상도 43 GHz 연속 영상 관측을 통해 밀집 전파 소스를 탐지하기 위해.
• 광대역 전파 데이터(15–107 GHz)의 스펙트럼 기울기 분석을 통해 열복사, 자유-자유 흡수, 비열전파 방출 메커니즘 간의 차이를 구분하기 위해.
• 자기파 영상 및 적외선 영상 자료(특히 스펙클 영상으로 확보된 먼지 디스크)와의 비교를 통해 전파 형태와 분자 분출 흐름의 구조를 분석하기 위해.
• 중력 봉인 기반의 이온화된 적축 흐름 모델링을 수행하였으며, H II 영역은 반경이 GM/(2cₛ²)를 초과할 때에만 팽창함을 수식으로 기술함.
• 빛의 온도(~1500 K)와 전자 밀도(~10¹³ cm⁻³) 평가를 통해 자유-자유 방출에 대한 먼지 sublimation 반경 모델을 검증하기 위해.
• H₂O 매크로의 운동학 및 분출 흐름과의 공간적 정렬을 활용하여 전파 방출의 기원을 규명하고, 디스크 기반 방출과 분출 흐름 기반 방출을 구분하기 위해.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 W33A, AFGL 2591, 그리고 NGC 7538 IRS9와 같은 고질량 형성 중 별에서 관측된 밀집된 mJy 수준의 전파 방출의 물리적 기원은 무엇인가?
• RQ2 관측된 전파 방출은 항성 중력에 의해 봉인된 이온화된 적축 흐름에서 기인하는가, 아니면 순환 먼지 디스크에서 기인하는가?
• RQ3 전파 방출의 형태와 스펙트럼 기울기는 쌍방향 분자 분출 흐름의 존재와 어떻게 관련되어 있는가?
• RQ4 이온화된 적축 흐름에서 팽창하는 H II 영역으로의 전이가 일어나는 광도 임계값은 무엇인가?
• RQ5 형성 중 별의 융합 또는 코어 융합이 비쌍방향 분출 흐름과 군집형 H II 영역 형성에 어떤 역할을 하는가?

주요 결과

• 모든 세 개의 천체에서 밀집된 mJy 수준의 전파 방출(FWHM ~100 AU)이 탐지되었으며, W33A는 3000–5000 AU 간격으로 삼중성 시스템을 보였다.
• W33A와 AFGL 2591의 전파 스펙트럼은 스펙트럼 기울기가 약 γ ≈ 1.86에 가까운 열복사에 기인한 것으로 분석되었으며, 이는 이온화된 적축 흐름의 열복사와 일치한다.
• NGC 7538 IRS9의 전파 스펙트럼은 비열적 특성을 보이며, 가능성이 있는 제트에서 기인한 동기방출일 가능성이 있다. 또한 mm 스펙트럼은 다른 두 천체보다 더 기울어져 있어, 먼지 방출이 광학적으로 얇은 상태임을 시사한다.
• AFGL 2591의 43 GHz 방출은 적외선 스펙클 영상에서 관측된 디스크의 먼지 방출과 일치하지만, 대규모 분자 분출 흐름과의 정렬은 디스크 기원을 반박한다.
• 관측된 빛의 온도(~1500 K)와 전자 밀도(~10¹³ cm⁻³)는 자유-자유 방출에 대한 먼지 sublimation 반경 모델을 지지한다.
• 결과는 적축 흐름이 별 근처에서 이온화되며, 항성의 광도가 약 10⁵ L⊙에 도달할 때까지 중력적으로 봉인된 상태를 유지하는 모델을 지지한다. 이후 H II 영역은 팽창하고 분출 흐름은 쌍방향성을 失한다.