[论文解读] Hydrodynamical interaction between an accretion flow and a stellar wind

S. Mendoza, J. Cantó+1 more|Redalyc (Universidad Autónoma del Estado de México)|Jan 21, 2004

Astrophysics and Star Formation Studies被引用 3

一句话总结

本文提出了一种简化的流体动力学模型，用于描述年轻致星天体中旋转吸积流与恒星风之间的相互作用，利用动压平衡预测激波演化与射电连续谱辐射。主要贡献是建立了一个可预测射电图的框架，用于风-吸积激波界面，其通量随时间的标度关系为 $ S_\nu \propto \dot{M}_w v_w^{1.68} $，该关系在 $ \lambda > 1/2 $ 且 $ \tau_\nu \ll 1 $ 条件下成立。

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.

研究动机与目标

• 为年轻致星天体中旋转吸积流与恒星风之间的相互作用，开发一个可处理的流体动力学模型。
• 预测由风-吸积相互作用形成的激波界面所产生的可观测射电连续谱辐射。
• 在特定动压平衡条件下，建立有效的薄壳近似。
• 生成用于与观测比较的合成射电连续谱图。
• 利用简化的力平衡动力学，量化激波特性和辐射通量的时间演化。

提出的方法

• 利用恒星风（$ \dot{M}_w v_w $）与吸积流（$ \dot{M} v_k $）之间的动压平衡，定义无量纲参数 $ \lambda $，其中 $ v_k $ 为在 $ r_d $ 处的开普勒速度。
• 采用 Ulrich 的吸积模型并假设柱对称性，同时假设角动量较小，并采用多方状态方程 $ p/p_\infty = (\rho/\rho_\infty)^\kappa $。
• 通过力平衡推导激波面形状，假设激波为薄层且随时间演化，当 $ \lambda \gg 1 $ 时，激波将无界扩展。
• 利用 Curiel 等（1989）提出的热自由-自由辐射光学深度公式计算光学深度 $ \tau_\nu $：$ \tau_\nu \propto n v_s^{1.68} T^{-0.55} \nu^{-2.1} $。
• 在薄层近似（$ \tau_\nu \ll 1 $）下，计算亮度温度 $ T_B = T \tau_\nu $，从而可绘制亮度温度等高线。
• 通过球坐标系对投影立体角进行积分，计算通量密度 $ S_\nu \propto \int \tau_\nu \, \mathrm{d}a / D^2 $，从而生成可观测图像。

实验结果

研究问题

• RQ1 当恒星风与旋转的、角动量较小的吸积流相互作用时，激波面如何随时间演化？
• RQ2 在何种条件下，该相互作用达到稳定态？激波何时会无限扩展？
• RQ3 风-吸积激波界面的可观测射电连续谱辐射特征是什么？
• RQ4 通量密度与亮度温度如何随时间及物理参数（如风的质量损失率与速度）变化？
• RQ5 该薄壳近似的有效范围是什么？

主要发现

• 当 $ \lambda \gg 1 $ 时，激波面会无限扩展，导致薄壳近似失效；当 $ \lambda < 1/2 $ 时，可形成稳定态结构。
• 当 $ \lambda > 1/2 $ 时，辐射通量在晚期趋于恒定值：$ 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} $。
• 光学深度 $ \tau_\nu \ll 1 $，验证了使用 $ T_B = T \tau_\nu $ 进行亮度温度计算的合理性。
• 通过将亮度温度等高线投影到天球平面，生成了激波面的射电连续谱图，其结构依赖于 $ \lambda $。
• 通量演化具有时间依赖性，仅当 $ \lambda < 1/2 $ 时达到稳定态，其特征 timescale 与 $ \lambda $ 相关。
• 该模型预测典型年轻致星天体参数下的可观测通量水平在毫Jansky量级，适用于毫米/亚毫米波与厘米波观测。