Mavzu Sohalari: Astrophysics Kalit so'zlar

ushbu ikki vaqt va ichki tarqatish modusiga mos keladigan modellar

. Markaziy

yulduzdan fotoevaporation hozirda disklar kech evolyutsiyasi muhim futbolchi sifatida qabul
qilinadi va bir necha bag'ishlangan nazariy ko'rgan harakatlari [

93

,

94

,

95

,

96

,

97

,

98

,

99

,

100

]. Fotoevaporatsiyaning barcha modellari

Markaziy yulduzdan nurlanish issiqlik shamoli o'rnatilgan disk atmosferasini isitishini ko'rsatadi
. Shamolning ommaviy yo'qotish tezligi
diskdagi aksetsion stavkadan oshib ketishi kerak. Yosh disklar kuchli stavka ajratmoq, qaysi tabiiy
vaqt bilan ketadi, deb kamayadi, qadar, bir necha million yildan keyin accretion stavkalari shamol stavkalari nisbatan kichik qadriyatlarga tushib
, fotoevaporation disk yanada evolyutsiyasi ustidan olish imkonini beruvchi. Diskdagi dispers
setkalar bir marta keyin ichkaridan chiqib tezda o'chib ketadi (bo'lim

3

b). Bu stsenariy asoslangan

ommaviy accretion darajasi bo'ylab lamel doimiy, deb taxmin.

Jamoa bu keng cho'tka rasmda rozi ko'rinadi-da, miqdoriy jihatdan aytganda,

tarqatish mexanizmi hali asosan cheklanmagan. Aslida, Markaziy yulduzdan energetik
nurlanish orqali fotoevaporatsiya disk shamolini ishlab chiqarishning yagona yo'li emas. Kengaytirilgan
magneticallylaunched disk shamollar yosh yulduzlarda jets xususiyatlarini tushuntirish uchun zarur ko'rinadi [

101

]

va modellari 1980 yildan beri ishlab chiqilgan [

102

]. Biroq, faqat yaqinda non-ideal MHD

ta'siri, shu jumladan qilingan, asosan
disk kichik hududlariga hisoblash cheklangan hisoblash xarajatlari bilan bo'lsa-da,. Mahalliy simulyatsiyalarga asoslangan ushbu so'nggi modellarning
ba'zilari hatto zaif vertikal magnit maydon ham shamolni ishga tushirishi mumkin [

103

]. Shamol
diskning tarqalishi uchun fotoevaporatsiya bilan raqobat qilish uchun juda kuchli bo'lishi mumkin va hatto
diskdagi materialdan burchak momentini olib tashlash uchun samarali kanalni taqdim
etishi mumkin. Global MHD disklari simülasyonları juda yaqinda faqat ideal chegarasi mumkin qadar bor
[

104

,

105

], yoki faqat Omic diffuziya, shu jumladan, [

106

,

107

]. Umuman Omic
muddatli ichki diskda Hall muddatli sub-dominant bo'ladi (ichida 10 AU), va sub-dominant
yanada chiqib ambipolar diffuziya uchun.

3

Yulduz shamollar accretion va disk shamollar kamroq samarali bo'lishi uchun paydo [

90

]

9

rsos

.ro
y

alsocietypub

lishing.org

R.
Soc.

ochiq

fantastika.

0000000

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

Ideal chegaradagi eng so'nggi simulyatsiyalar [

108

],
oldingi ish bilan solishtirganda hal va yakınsama yaxshilash, sezilarli

taxmin ostida disk sirt zichligi evolyutsiyasi hissa shamollarni ko'rsatish emas.
Barcha uch non-ideal MHD
ta'siri (omic va ambipolar difüzyonları, va Hall ohiri), shu jumladan, protoplanetar disklar global simülasyonları faqat bitta majmuini yozish vaqtida amalga oshirildi [

109

]. Disklar
faqat shu tariqa muhim noaniqlik bo'lib qolmoqda keng ko'lamli magnit maydon, berilgan konfiguratsiyalar uchun (bu holda bir disk shamol ham mavjud) ajratmoq uchun topilgan
.

Diskni aks ettirishning tabiati va disk shamollarining haydash mexanizmlari hozirda

tez rivojlanayotgan va juda faol tadqiqot maydonidir. Yozish vaqtida san'atni umumlashtirishga urinish
quyidagicha.

(a) Sobiq

Disklarda aks etish ko'pincha ajoyib tarzda α retsepti deb ataladi [

110

],
paramater α materiallar yopishqoqligi bayon qilish uchun ishlatiladi qaerda, va u
bosim ustida stress nisbati ifodalaydi. Viskozite manbai, ammo hali ham munozara masalasidir.
Diskni aks ettirish uchun standart paradigma magneto-rotatsion beqarorlikni
(MRI) turbulentlikni haydash uchun chaqiradi [

111

]. MRI ni ishga tushirish shartlari gazning yetarli darajada ionlashgan,
disk kuchsiz, lekin uncha katta bo'lmagan magnitlangan va burchak chastotasi
radius bilan kamayganligidir. Oxirgi ikki shart disklarda doim qanoatlansada, gazning ionlanish strukturasi haqida noaniqliklar mavjud
. Bu, albatta, tez
-tez tufayli magnit maydonlariga gaz kambag'al ulash uchun, katta disk viloyatlari aslida MRI-harakatsiz bo'lishi mumkin, deb adabiyotlarda ishora qilinadi.
Umuman, ichki disk materiallar katta ustun zichligi ostida yotgan viloyatlar
, deyarli neytral bo'lishi mumkin, deb atalmish "o'lik zonalari" [

112

], MRI turbulentligi deyarli yo'q.
Bu hollarda aks ettirish o'lik zonalarni o'rab turgan tashqi qatlamlarda sodir bo'ladi.
Biroq, bu hududlar ideal bo'lmagan MHD effektlari (masalan, ambipolyar diffuziya,
Ohmik diffuziya) tomonidan boshqarilishi mumkin, bu MRI transportini juda samarasiz qilishi mumkin [

113

].

Nooziq-ideal so'nggi MHD simulations [

103

,

114

] disk threading hatto zaif sof
vertikal magnit maydon huzurida, MRI butunlay bostirilgan, deb ko'rsatadi. Natijada
, bu simulyatsiyalarda kuchli magnitotsentrifugal shamol boshlanadi. Bu holda shamol ham
diskdan burchak momentumini olib tashlaydi va shu tariqa akslantirishni keltirib chiqarishi mumkin. Mahalliy
simülasyonlar natijalari yordamida MHD shamollar ta'siri ostida rivojlanayotgan bir disk 1 + 1d global modelini
qurish mumkin [

103

,

115

]. Ushbu yondashuv asosida so'nggi ish accretion butunlay
disk eng hududlarida shamollar hukmron ekanligini topdi, MRI ehtimol faqat tashqi hududlarida bir qismini o'ynab
bilan, masalan, r 50 fiducial modeli uchun AU [

115

]. Bu taxminiy accretion va
shamol ommaviy yo'qotish jarayonlari kuchli, ham haydashini qaysi maydon kuch bilan birlashganda bor.
MHD shamollarining disklarda aks ettirilishini taklif qilish, albatta, yoqimli bo'lsa-da, uning
haqiqiyligini baholash uchun juda erta. Xususan, disklar evolyutsiyasi uchun global modellar qurish barcha urinishlar
radius bilan ko'lamli qanday muhim parametrlar haqida muhim taxminlarga bir qator tayanib
[

115

] va disk ip taxmin magnit oqimi miqdori sezgir.

Nima bo'lishidan qat'iy nazar, disklari accretion haydovchi uchun zarur bo'lgan viskozitesini ta'minlash batafsil jarayoni(es)

, ajoyib formuladan alfa-tavsif taxminan to'g'ri bo'lsa, keyin bir
vaqt kuch qonun sifatida kamaytirish uchun sirt zichligi kutmoqda va radius oshirish,
yopishqoq drenaj va tarqalishi natijasida, ya'ni Σ

diskli

(t) ∼

M

diskli

(t), t

−1.5

[

91

]. Buning ma'nosi shundaki

, yopishqoq rivojlanayotgan disklar vaqtning funktsiyasi sifatida barcha to'lqin uzunliklarida bir vaqtning o'zida asta-sekin zaiflashishi kerak
. Temporal kuch qonuni tufayli evolyutsiya asta
-sekinlashishi kerak, shuning uchun disklar umrining ko'p qismini bir hil oqadigan
o'tish bosqichida o'tkazishi kerak. Bugungi kunda har qanday bir hil oqayotgan disk hech ishonarli kuzatish dalillar bor
. Joriy ma'lumotlar qo'llab-quvvatlash o'rniga ichki chiqib davom tez tarqatish bosqichi
(bo'lim

2

a). Yopishqoqligi shunday hikoya oxiri emas, balki qo'shimcha tarqatish

jarayoni disk evolyutsiyasi ilg'or bosqichlarida ustidan olishi kerak. Agar disk shamol orqali ommaviy zarar
, Markaziy yulduz tomonidan fotoevaporation tomonidan gijgijlash, ehtimol, muhim rol o'ynaydi, bunday
bir accretion bir disk kalitlari yuzasi zichligi evolyutsiyasi-bir shamol hukmron rejimiga hukmron,

10

rsos

.ro
y

alsocietypub

lishing.org

R.
Soc.

ochiq

fantastika.

0000000

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

yakuniy, tezkor disk dispers fazasining boshlanishini belgilash. Biroq, agar MHD shamollari

diskning muhim qismida burchak momentum transportini boshqarsa, sirt zichligi
va ommaviy aks ettirish tezligi evolyutsiyasi alfa-formalizm bilan yaxshi ta'riflanmaydi [

115

,

116

]
. Joriy kuzatuvlar alfa-disk stsenariysi bilan keng miqyosda mos kelishi haqida xabar berilsa-da,
ular buni aniq isbotlay olmaydi

2

a.

(b) Photevaporative/issiqlik shamollar

Fotoevaporatsiyaga oid nazariy ishlar yaqinda bir qator mualliflar tomonidan ko'rib

chiqildi[

82

,

118

,

119

]. Biz bu erda faqat asosiy mexanizmlarni umumlashtiramiz, mavjud ochiq
savollar va noaniqliklarga, shuningdek, muayyan bashoratlar va joriy modellarning prognoz kuchiga e'tibor qaratamiz
.

Markaziy yulduzdan nurlanish disk atmosferasiga kirib boradi va gazni (i.e.

isitadi) energiyani oladi. Agar
ma'lum bir joyda gazning harorati mahalliy qochish haroratidan yuqori bo'lsa, zerot tartibiga issiqlik shamoli o'rnatiladi. Uzoq-Ultrabinafsha (FUV, 6eV
E

13.6 eV ), Ekstremal-Ultrabinafsha (EUV, 13.6 eV

E

100eV

) va yumshoq X-nurlari (0.1 keV

E

2keV

) barcha samarali disk muhitida gaz isitish imkoniyatiga ega. Rasmda ko'rsatilgandek

3

,

fotonlarning kirish chuqurligi to'lqin uzunligiga bog'liq, ammo euv
10 neytral vodorodning ustunida butunlay so'riladi

20

nishkamayoga. sm

−2

[

120

]. FUVs va

yumshoq rentgen nurlari katta penetratsion chuqurliklarga ega, buyurtma 10

21

, 10

22

nishkamayoga. sm

−2

,
fuv xolatida mayda chang donachalari va pahsalar ko'pligiga va rentgen nurlarida spektral shakliga qarab

[

117

]. Yuqori energiya X-nurlari (E

2keV

) juda katta ustunlar kirib mumkin, lekin ular
bir shamol haydash uchun samarali etarli zich gaz isitish emas. Yana zerot tartibiga ko'ra berilgan disk radius bo'yicha sirt massasining yo'qotish tezligi
ρ bilan berilgan

b

∗ c

s

c qaerda ,

s

va ρ

b

tovush tezligi va

oqim bazasida gazning zichligi mos ravishda. Gazning harorati faqat
tovush tezligi hisobiga kvadrat ildiz bo'lib kirishini va ρ diskdagi vertikal chuqurlik z funksiyasi sifatida tik o'zgarib turishini hisobga olsak
, berilgan radiusda sirt massasi yo'qolishi
oqim bazasining joylashishiga gazning haroratiga nisbatan ancha sezgir bo'ladi [

121

]. FUV va yumshoq rentgen nurlari

shunday qilib, kuchli shamollarni haydash kutilmoqda [

96

,

97

,

98

,

99

,

100

,

117

].
Adabiyotda shamolning asosiy haydovchisi bo'lishi mumkin, ammo EUV fotonlari
bir necha manbalarda chiqarib tashlanishi mumkin [

122

], bo'limiga ham qarang

3

d. bu asosiy savol