[논문 리뷰] Time-dependent accretion and ejection implied by pre-stellar density profiles

R. N. Henriksen, P. André외 1명|arXiv (Cornell University)|1997. 01. 15.

Astrophysics and Star Formation Studies참고 문헌 2인용 수 15

한 줄 요약

이 논문은 비특이적이고 평탄한 초기 항성핵 밀도 프로파일이 원형성의 일시적인 고속 시간 의존적 응집과 분출을 유도하며, 이는 Class 0에서 Class I YSO로의 관측된 분출 활동 감소를 설명한다. 모델은 비특이적 핵에서 초음속 낙하로 인해 높은 초기 응집 속도를 예측하며, 유한한 질량 저축으로 인해 시간이 지남에 따라 감소하여 Class 0의 강력한 제트와 Class I의 약한 분출을 관측한 바와 일치한다.

ABSTRACT

Recent observations suggest that mass ejection and mass accretion both decline significantly with time during early protostellar evolution (Bontemps et al. 1996). In the present paper, we propose that this rapid decay of accretion/ejection activity is a direct result of the non-singular density profiles characterizing pre-collapse clouds. The radial density profiles of pre-stellar cores are indeed found to be much flatter than rho(r) ~ r(-2) at radii less than a few thousand AU (Ward-Thompson et al. 1994). Here we show, through Lagrangian analytical calculations, that the supersonic gravitational collapse of pre-stellar cloud cores with centrally peaked, but flattened density profiles leads to a transitory phase of energetic accretion immediately following the formation of the central hydrostatic protostar. Physically, the flat inner region collapses first nearly homologously to form a finite mass stellar nucleus, and the remaining cloud core material then accretes supersonically onto a non-zero point mass. Enhanced accretion persists as long as the gravitational pull of this initial point mass, which does not exist in the Shu singular solution, remains significant. We suggest that this epoch of vigorous accretion coincides with Class 0 protostars, which would explain their unusually powerful jets compared to the more evolved Class I objects. We also use a simple two-component power-law model to fit the diagrams of outflow power versus envelope mass observed by Bontemps et al. (1996), and suggest that rho Ophiuchi and Taurus young stellar objects follow different accretion histories because of differing initial conditions.

연구 동기 및 목표

• Class 0에서 Class I로의 젊은 항성체(YSO)의 관측된 응집 및 분출 활동 감소를 설명하기 위해.
• 비특이적이고 평탄한 초기 항성핵 밀도 프로파일이 원형성 붕괴의 역학에 미치는 영향을 조사하기 위해.
• 비특이적 핵에서의 응집 속도의 시간 진화를 모델링하고 표준 특이적 Shu 모델과 비교하기 위해.
• 예측된 일시적인 고속 응집 단계를 Class 0 원형성체에서 관측된 고에너지 제트와 연결하기 위해.
• 초기 핵 조건을 통해 Taurus와 ρ Ophiuchi의 YSO 집단 간 응집력 역사를 설명하기 위해.

제안 방법

• 비특이적이고 평탄한 밀도 프로파일을 가진 초기 항성핵의 중력 붕괴를 모델링하기 위해 라그랑주 해석 방법을 사용한다.
• 핵 형성 이후 초음속 붕괴 단계를 기술하기 위해 영압, 자가유사 타원류 흐름 해법(L/P 해법)을 적용한다.
• 유동이 근사 평형에서 초음속 붕괴로 전이되는 임계 시간 $-t_{ff}(N)$을 정의하여 응집 단계의 시작을 표시한다.
• 차원 없는 변수 $ ho_N$, $r_N$, $ ho_c$를 사용하여 응집 속도 $ ilde{M}_{acc}$을 유도하며, 점점 가까워지는 극한에서 $ ilde{M}_{acc} ightarrow rac{2 ilde{a}_s^3}{ ilde{G}}$가 된다.
• 초기 핵 조건과 응집 속도를 연결하기 위해 파라미터 $ ilde{ ho}_N ightarrow rac{ ilde{ ho}_N ilde{a}_s^2}{ ilde{G}}$를 도입한다.
• 두 성분의 거듭제곱 법칙 모델을 사용하여 관측된 분출 에너지 대 외부 질량도를 피팅하여 서로 다른 지역에서의 응집력 역사를 구분한다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 비특이적이고 평탄한 초기 항성핵 밀도 프로파일은 원형성 붕괴 동안 응집 및 분출의 시간 진화에 어떻게 영향을 미치는가?
• RQ2 왜 Class 0 원형성체는 더 진화한 Class I YSO보다 강력한 제트를 나타내며, 이는 시간 의존적 응집으로 설명될 수 있는가?
• RQ3 핵의 구조와 질량 저축을 기반으로 볼 때, Class 0에서 Class I로의 분출 활동 감소의 근본 원인은 무엇인가?
• RQ4 비특이적 핵 모델에서의 응집 속도는 표준 Shu 모델이 예측하는 일정한 값 $ ilde{a}_s^3/ ilde{G}$와 어떻게 비교되는가?
• RQ5 왜 Taurus와 ρ Ophiuchi의 YSO는 다른 응집력 역사를 보이며, 초기 핵 조건은 이를 어떻게 설명하는가?

주요 결과

• 비특이적이고 평탄한 핵 모델은 원형성체 형성 직후 초음속 낙하로 인해 일시적인 고속 응집 단계를 예측한다.
• 첫 번째 붕괴 단계에서 높은 낙하 속도로 인해 초기 응집 속도가 표준 Shu 모델의 일정한 값 $ ilde{a}_s^3/ ilde{G}$를 초과한다.
• 유한한 질량 저축으로 인해 응집 속도는 시간이 지남에 따라 감소하며, 이는 후기 응집에서의 최종 감소를 초래하고 Class I 분출의 약화와 일치한다.
• 점점 가까워지는 극한에서 응집 속도는 $ ilde{M}_{acc}^{asymptote} = -rac{2 ilde{a}_s^3}{ ilde{G}} imes rac{2}{ ilde{ ho}_N^3} imes rac{1}{ ilde{ ho}_N^3}$으로 수렴하며, 수치 계수는 $0.900 ilde{ ho}_N^3$이다.
• 모델은 Class 0 원형성체가 고속 응집 단계에 있으며, 이는 강력한 제트를 설명한다. 반면 Class I 소스는 감소 단계에 있다.
• 분출 에너지 대 외부 질량도에 대한 두 성분의 거듭제곱 법칙 피팅은 Taurus의 Class I 소스가 표준 Shu 모델을 따르는 반면, ρ Oph의 Class I 소스는 초기 핵 조건의 차이로 인해 최종 응집 단계에 있음을 시사한다.