Биполярное истечение — Википедия

Биполярное истечение (англ. bipolar outflow) представляет собой два непрерывных потока газа, истекающего из полюсов звезды. Биполярные истечения также могут быть связаны с протозвёздами или с проэволюционировавшими звёздами на стадии после асимптотической ветви гигантов (часто в виде биполярной туманности).

В случае молодой звезды биполярное истечение регулируется плотным коллимированным джетом.^[1] Такие джеты более узкие, чем истечение, их сложно наблюдать напрямую. Однако сверхзвуковые ударные волны вдоль джета нагревают газ внутри и вокруг джета до тысяч градусов. Области горячего газа излучают в инфракрасном диапазоне и могут наблюдаться на таких телескопах, как UKIRT^[англ.]. Обычно эти области наблюдаются в виде дискретных узлов или арок вдоль направления джета. Обычно они называются головными молекулярными ударными волнами, поскольку узлы обычно искривлены в виде арок волн.

Обычно молекулярные ударные волны наблюдаются в излучении горячего молекулярного водорода в рамках вращательно-колебательного взаимодействия.

Биполярные истечения обычно наблюдаются при излучении молекулами монооксида углерода в миллиметровом диапазоне длин волн такими телескопами, как телескоп Джеймса Кларка Максвелла, но могут использоваться и другие молекулы. Биполярные истечения наблюдаются в плотных тёмных облаках. Обычно они связаны с очень молодыми звёздами (возраст меньше 10 000 лет) и тесно связаны с молекулярными ударными волнами. Предполагается, что ударные волны выметают плотный газ из окружающего облака и формируют биполярные истечения.^[2]

Джеты от молодых звёзд на более поздней стадии эволюции — звёзды типа T Тельца — создают похожие ударные волны, хотя они наблюдаются в оптическом диапазоне и называются объектами Хербига — Аро. Звёзды типа T Тельца обычно находятся в менее плотной области. Отсутствие окружающего газа и пыли означает, что объекты Хербига — Аро менее эффективны в выметании молекулярного газа. Следовательно, они менее вероятно связаны с наблюдаемыми биполярными истечениями.

Наличие биполярного истечения показывает, что центральная звезда до сих пор накапливает вещество из окружающего облака в аккреционный диск.

Биполярные истечения из проэволюционировавших звёзд могут возникать как сферически-симметричный ветер, выделяемый с поверхности красного гиганта по мере его охлаждения и угасания. Ветер сфокусирован в двух газовых конусах вследствие влияния магнитного поля или второго компонента двойной звезды, но достоверно механизм процесса ещё не известен.^[3][4] Биполярные истечения звёзд после асимптотической ветви гигантов усиливается так, что может образовывать планетарные туманности.

В обоих случаях биполярные истечения в основном состоят из молекулярного газа. Они могут двигаться со скоростью десятков и сотен километров в секунду, для молодых звёзд они могут растягиваться в длину до парсека.

Массивные галактические молекулярные истечения могут обладать физическими условиями, такими как высокая плотность газа, для формирования звёзд. Такое звездообразование может вносить вклад в морфологическую эволюцию галактик.^[1]

1. ↑  Reipurth B., Bally J. (2001), "Herbig–Haro flows: probes of early stellar evolution", Annual Review of Astronomy and Astrophysics, vol. 39, p. 403-455
2. ↑  Davis C. J., Eisloeffel J. (1995), "Near-infrared imaging in H2 of molecular (CO) outflows from young stars", Astronomy and Astrophysics, vol. 300, p. 851-869.
3. ↑  Kwok S. (2000), The origin and evolution of Planetary Nebulae, Cambridge Astrophysics Series, Cambridge University Press.
4. ↑  Chen Z., Frank A., Blackman E. G., Nordhaus J. and Carroll-Nellenback J., (2017), "Mass Transfer and Disc Formation in AGB Binary systems", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, https://doi.org/10.1093/mnras/stx680

• A General Catalogue of Herbig–Haro Objects
• A Catalogue of Molecular Hydrogen Emission-Line Objects in Outflows from Young Stars: MHO Catalogue