Mavzu Sohalari: Astrophysics Kalit so'zlar

Ko'rsatkich 3. Neytral vodorod ustunlari orqali model koronal spektrining susayishi. Spektrlar o'zboshimchalik bilan

birlikler. Nashkiev. N

H

= 0 egri unattenuated modelini anglatadi. Dan moslashtirilgan shakl [

117

].

11

rsos

.ro
y

alsocietypub

lishing.org

R.
Soc.

ochiq

fantastika.

0000000

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

Tarkibi

Aleksandr va boshq. (2006)

Owen va boshq. (2010)

Gorti va boshq. (2009)

Hydrodynamics

Ha mayli

Ha mayli

Nashkiev. nu

Issiqlik Hisoblash

Nashkiev. nu

Ha mayli

Ha mayli

Kimyo Hisoblash

Nashkiev. nu

Nashkiev. nu

Ha mayli

FUV isitish

Nashkiev. nu

Nashkiev. nu

Ha mayli

EUV isitish

Ha mayli

Ha mayli

Ha mayli

X-ray isitish

Nashkiev. nu

Ha mayli

Ha mayli

Jadval 1. Asosiy moddalar xulosa joriy fotoevaporation modellari kiritilgan.

turli modellar nazarda tutilgan ommaviy-zarar-stavkalari kattaliklarni buyurtmalar bilan farq qilishi mumkin, deb. Ommaviy

yo'qotish stavkalari berilgan dastlabki disk shartlari uchun diskni tarqatish vaqtlarini juda ko'p aniqlaydi.

Gidrodinamik simulyatsiyalar shuni ko'rsatadiki, EUV nurlanishi bilan boshqariladigan shamol faqat

10 buyurtmaning ommaviy yo'qotish stavkalarida

−10

M /yr

foton yoritilganligi bilan nurlangan quyosh-massali yulduz uchun

φ ∼ 10

41

phot/sek [

95

]. Radiatsion-gidrodinamik modellar, jumladan, rentgen va EUV nurlanishi

(XEUV), hosil o'rniga tartibi ommaviy-zarar stavkalari 10

−8

M /yr

quyosh tipidagi yulduz atrofidagi disk uchun

L rentgen yoritqichi bilan yulduz tomonidan nurlantirilgan

X

∼ 10

30

erg/sek

[

97

,

98

,

99

]. Ning miqyosi

ikki holatda ommaviy yo'qotish darajasi ham juda farq qiladi:

M ∝

√

φ

sof EUV uchun va

M ∝ L

X

uchun
bu XEUV holda. Shunday qilib, quyosh-turi yulduzlar uchun XEUV modeli tomonidan bashorat ommaviy-zarar-stavkalari

kuchli Markaziy ob'ekt x-ray xususiyatiga qarab farq qilishi mumkin. Yosh yulduzlarning rentgenologik tadqiqotlari yosh
solarmass yulduzlarining rentgen nurlarida taxminan ikkita kattalikni ko'rsatadi
. Kuzatilayotgan sochilishda qisqa muddatli o'zgaruvchanlikning hissasi minor [

123

],
yulduz aylanish tezligi yoki ichki tuzilishi ichki farqlar o'rniga dominant
omil bo'lish bilan. Shu sochilish keyinchalik ommaviy-zarar-sur'atlarda va shu tariqa
disklarining kutilayotgan umrlarida aks etadi. Shu
euv yoritilganligiga ommaviy-zarar-darajasi bog'liqligi ancha zaif bo'lgan EUV - faqat stsenariy uchun haqiqiy emas.
Euv, FUV va rentgen isitish, shu jumladan, termokimyoviy modellari, shuningdek, ommaviy-zarar topish-tartibi stavkalari 10

−8

M /yr

quyosh tipidagi yulduzlar uchun

[

100

]. Biroq, bu modellar shamol uchun eritma olish uchun gidrodinamik hisoblashni amalga
oshirmaydi. Berilgan radiusda 1+1D gidrostatik muvozanat modellaridan massa yo'qotish tezligi
yuqorida muhokama qilingan (ρ) approksimatsiya yordamida baholanadi

b

∗ c

s

), qaerda bazasini joylashgan

oqim shunday tanlanadiki, ρ

b

∗ c

s

bo'ladi maximised. Bu joriy noaniqlik taxmin qilish qiyin

usul bilan, shunday qilib, gidrodinamik modellar bilan taqqoslash [

95

,

97

,

98

,

99

] cheklangan

dolzarbligi.

Eng ko'p ta'sir qiladigan diskning mintaqasini aniqlaydigan shamol profili

fotoevaporation, har bir taxminiy ham juda farq qiladi [

82

,

118

]. X-ray profili

euv profili ko " proq uzaytiriladi, qaysi faqat disk radiusi bir farq tor doiradagi ommaviy halok bashorat
, gravitatsion radiusi da markazli. FUV modeli yana juda boshqacha bo'lib,
diskning tashqi hududlaridan ommaviy yo'qotishlarni ko'rsatadi va ba'zi hollarda tashqi-tarqalish rejimida bashorat
qiladi. Fotoevaporativ shamolning batafsil profili shamolda
sayyoralarning shakllanishi va ko'chishi bo'yicha muhim oqibatlarga olib keladi. Misol sifatida yaqinda ko'rsatildi
shamol profilini o'zgartirish gigant sayyoraning yarim yirik oqlari uchun
butun dunyo bo'ylab bir xil tezlikda massa yo'qotadigan disklarning teng populyatsiyalarida butunlay boshqacha taqsimotlarni keltirib chiqaradi [

5

].

Fotoevaporatsiya fizikasi juda yaxshi tushunilsa-da, barcha joriy modellar
biroz to'liq emas. EUV-model gidrodinamikaga e'tibor qaratadi va izotermik gazni
qabul qiladi[

94

,

95

,

124

mavjud FUV modellari kimyo
haqida o'ylash, lekin hydrodynamical hisob-
kitoblarni amalga emas [

100

,

125

].
Rentgen yuritmali shamollarning amaldagi radiatsion gidrodinamik hisob-kitoblari rentgen fotoionizatsiya hisob-kitoblaridan olingan realistik gaz temperaturalaridan foydalanadi
[

117

], lekin ular kimyo o'z ichiga olmaydi va chang bosqichi e'tiborsizlik [

97

,

98

,

99

].
Haqiqatan ham mavjud modellarning hech biri asosiy diskdagi chang evolyutsiyasini hisobga olmaydi va
shamolda donlarni o'z-o'zidan izchil ravishda topshiradi. Jadval

1

yuqorida muhokama qilinganidek, modellar tomonidan kiritilgan asosiy ingredientlarni umumlashtiradi. Bundan tashqari, muhim farqlar mavjud

12

rsos

.ro
y

alsocietypub

lishing.org

R.
Soc.

ochiq

fantastika.

0000000

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

turli xil isitish kanallarini amalga oshirish, shuningdek, turli kodlar bilan qilingan taxminlarga

. Qabul qilingan turli tanlovlarning to'liq texnik muhokamasi
va olingan ommaviy yo'qotish stavkalari va profillarining ta'siri hali ham bu bosqichda, chunki barcha tarkibiy
qismlar barcha modellarga kiritilmagan. Ushbu bosqichda kelajakdagi rivojlanish uchun yo'l xaritasiga yaqinlashish uchun benchmarking mashqlari foydali
bo'ladi.

(c) shamollar MHD

Biz magnit qo'llab-quvvatlanadigan/gijgijlash shamollar bizning muhokama oldin, u
yosh yulduzlardan oqimlarni tushuntirish uchun ishlab chiqilgan MHD modellari haqida adabiyot katta tanasi bor, deb qayd etish lozim
, bu modellar I ayniqsa sinf I. biri majmui disk asoslangan edi/magnitosfera
shovqinlarni va asosan disk ideal MHD viloyati bilan shug'ullanish [

101

,

126

].
Ushbu dastlabki ishlarni har tomonlama muhokama qilish, shu jumladan, ushbu sharhning doirasidan tashqarida. Bu erda biz
faqat disk tarqatish kontekstida MHD shamollar qaratiladi.

Bo'limda aytib o'tilganidek

3

bir, MRI [

111

] hozirda

disklardagi burchak momenti disk orqali va Markaziy ob'ektga materiyani aks ettirish uchun qayta taqsimlanadigan ehtimoliy mexanizm hisoblanadi
. Mahalliy kesish qutisidagi magneto hydrodynamical (MHD) simülasyonları
, MRG tomonidan gijgijlash turbulentlik xususiyatlarini o'rganish uchun ishlatilgan [

127

]. Yaqinda,
vertikal qatlamli mahalliy kesish box simülasyonları
MRI-gijgijlash disk shamollar ehtimoli tadqiq qilish uchun ishlatilgan [

128

,

129

]. Ularning modeli avvalgi ishlardan farq qilib, dastlab ishlatilgan

toroidal va nol-aniq vertikal oqim magnit maydonlari [

130

], vertikal magnit maydonlarini

va chiquvchi chegara shartlarini faraz qilib. Bu disklar
, ularning ota-ona molekulyar bulut ulangan sof vertikal magnit sohalarda tomonidan tishli bo'lishi mumkin, deb taxmin tomonidan asoslantirilgan edi.
Bu mualliflar kuchli shamollar MRI tomonidan gijgijlash mumkin, deb topish, qaysi
qisqa vaqt bilan disklari tarqatib mumkin 4,000 da yr 1 AU va 6 × 10

5

30 HISOBLAB da yr.

Disk kuzatuvlaridan farqli o'laroq, bu juda qisqa vaqt jadvallari,
jarayonni sekinlashtiradigan global viskozli aks ettirishni hisobga olmaydi. Juda so'nggi ish
disk shamol ommaviy va burchak on yo'qolishi bilan bir qatorda, yopishqoq isitish ta'siri, shu jumladan, disk evolyutsiyasi 1d modellari taqdim etish, bu natijalar haqida kengaytirmoqda
[

131

]. Bu ish markazida evolyutsiya erta bosqichlarida ko
"proq, qachon accretion isitish muhim va
ichki disk hududlarida yuzasi zichligi uchun ijobiy radial Nishab ko" rsatish zichligi tuzilmalari sabab berishi mumkin. Bu
planetesimal shakllantirish va migratsiya modellari uchun muhim ahamiyatga ega bo'lishi mumkin bo'lsa-da, disklar tarqatish uchun uning dolzarbligi
cheklangan. Ushbu sharhni yozish vaqtida amalga oshirilgan so'nggi global ideal MHD simulyatsiyasi
aniq vertikal magnit maydonlarga ulangan nozik kirish disklari uchun [

108

].
Bu ish faqat juda zaif va epizodik disk shamollarini haydash mumkinligini va bu
burchak momentumini ko'tarishda samarali emasligini ko'rsatadi.

Oldingi bo'limda aytib o'tilganidek, biroq mahalliy non-ideal MHD simülasyonlar

o'rniga taklif zaif sof vertikal magnit maydon huzurida,MRI butunlay bostirilgan,
kuchli magnitocentrifugal shamol boshlangan esa, qaysi
o'lchanadi accretion stavkalari uchun hisob shunday samarali disk burchak momentum yuz oshiradi [

103

]. 1d, vertikal integratsiya,
burchak momentum qayta taqsimlash va shamol burchak momentum
zarar, shu jumladan, disk evolyutsiya modellari
, vertikal qatlamli ambipolyar disk simülasyonları shamol stress parametr parametrlarni yordamida barpo etildi [

132

,

133

]. Simülasyonlar
bir FUV-ionlashtirilgan diskda 30 AU da MRI jo'sh modellashtirish va xulosaga olib kelishi, deb,
dastlabki sof oqi qiymati qarab, disklar ba'zi hollarda ikki-timescale dispersal xatti duchor bo'lishi mumkin,
fotoevaporation tomonidan erishilgan o'xshash [

133

]. Past boshlang'ich magnit maydon uchun kuchli disklar
deyarli inviscid va juda uzoq umr bor. Biroq, dastlabki maydon
tez disk tarqalishini kuchaytirish uchun etarli bo'lgan hollarda ham, qanday o'tish disk
morfologiyasi olinishi yoki diskning ichki tomondan tarqalishini taxmin qilish mumkin emas, chunki
kuzatuvlar (Bo'limga qarang

2

a). MHD tarqatish modellari xulq

aniq maydon radial evolyutsiyasi bog'liq va qanday disk evolyutsiyasi bu juftliklar, qaysi hozirda
noma'lum [

133

]. A soddalashtirilgan (1+1d) yondashuv, raqamli simülasyonlar bilan undadi [

103

] ega

model MHD shamol gijgijlash disk evolyutsiyasi uchun ishlatilgan [

114

,

115

]. Ushbu tadqiqot shuni ko'rsatadiki, ostida

13

rsos

.ro
y

alsocietypub

lishing.org

R.
Soc.

ochiq

fantastika.

0000000

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

qilingan taxminlar, shamol yuritmali accretion va ommaviy yo'qotish,o'rniga MRI, ustunlik disk

evolyutsiya. Keyinchalik ish ham
disk harorati va FUV kirib chuqurligi uchun soddalashtirilgan retseptlar yordamida ba'zi termodinamik ta'sir o'z ichiga harakat qiladi [

115

]. Bu ishda
FUV kirib shamol yuritmali accretion stavkalari
va kasr shamol ommaviy yo'qotish stavkalari sezilarli ta'sir ko'rsatishi mumkin bo'lsa-da, ularning modellarida disk evolyutsiyasi vaqt nazorat asosiy parametr
magnit oqi disk threading miqdori, deb topilgan. Bu
diskning sirt zichligi evolutsiyasiga nisbatan magnit maydonidagi boshlang'ich kuchga ham, uning evolyutsiyasiga ham bog'liq
. Bu oldingi baholash bilan kelishilgan holda [

133

], va
disklardagi magnit maydonlarning xatti-harakatlarini tushunish MHD shamollarining
disklarning evolyutsiyasi va tarqalishida ta'sirini taxmin qilishning kalitidir. Sayyora hosil qiluvchi disklarda magnit maydonlarning bevosita kuzatuvlari
qiyin bo'lib qolmoqda [

134

,

135

]), disk shamollar tez-tez kuzatiladi (bo'lim

2

b) va ularning

xossalari bilvosita magnit maydonlarni chegaralash uchun ishlatilishi mumkin.

(D) shamol tuzilmalarini bashorat qilish

Shamolga oqadigan gaz juda aniq bo'lmagan Kepler kinematik imzoga ega, bu
uning ichida ishlab chiqariladigan emissiya liniyalari profilida kuzatilishi mumkin.

Fotoevaporativ shamollar fizikasi shamol tuzilmalarining nisbatan yaxshi tushunilishi va batafsil hisob-kitoblari

, bu modellarning kuzatishlarga qarshi turish qobiliyatini yaxshilaydi, asta
-sekin o'sib boradi. Rasmda to'liq disk
(chap panellar) va taxminan 14au (o'ng panellar) ichki bo'shlig'iga ega bo'lgan to'rt xil yo'nalish uchun bashorat qilingan emissiya liniyasi profillariga misollar
keltirilgan

4

, avvalgi nurlanish-gidrodinamika hisob-kitoblarining qayta ko'rsatilishidir [

136

]. Yuqori

panellarda zichlik xaritalari ko'rsatiladi, bu erda[OI] 85% emissiya mintaqasining joylashishi
6300A liniyasi (sariq kontur) va [neii] 12.8 mkm liniyasi (binafsha kontur), o'qlar
tezlik vektorining yo'nalishini va kattaligini ko'rsatadi. Pastki panellar
bir xil chiziqlar uchun emissiya liniyasi profillarini to'rt xil disk moyilligida ko'rsatadi: 0

o

(ko'k punktir chiziq), 30

o

(qizil chiziq),

60

o

(black dash-nuqta chiziq) va 90

o

(yashil qattiq chiziq chizig'i). Shamol emissiya hukmronlik qanday eslatma

yuzga yaqin oriyentirlar uchun (0

o

), katta blueshift va kichik FWHM etakchi, ko'rinib turganidek

ba'zi disk shamol diagnostikasi (bo'lim

2

b).

Boshqa tomondan, diskdan ommaviy va burchak momentum
zarar rejimlarni va oqim topologiyasi oldindan harakat MHD shamol modellari radius bilan ko'lamli qanday muhim parametrlar haqida taxminlarga bir qator tayanib
[

114

]. Bundan tashqari, avvalgi bo'limda muhokama qilinganidek, bu
modellar magnit maydon kuchlanganligi, topologiyasi va evolyutsiyasi tafsilotlariga juda sezgir
. Shunday qilib, nomzod shamol diagnostikasi bilan batafsil taqqoslash hali
ham yo'q. Biroq, fotoevaporative va MHD shamollarining hozirgi modellari yordamida aniqlanishi mumkin bo'lgan muhim farq shundaki,
ikkinchisi
yulduzga yaqin ( 1 − 2 AU) o'rnatilgan yuqori tezlik komponentini o'z ichiga olishi mumkin. Photoevaporative outflows, o'rniga,
∼ 0.2 GM radius ichida kuch tez off tomchi

∗

/c

S

∼ 2AU , qaerda c

s

ovoz tezligi bormi

[

133

]. Shuning uchun, bir erkin komponentining aniqlash yulduz yaqin boshlangan esa

darhol MHD shamollar ishora [

64

] (shuningdek bo'limiga qarang

2

b), massani yo'qotishni sekinlashtiruvchi shamollar

2-10 AU rejimida tabiatda MHD yoki issiqlik bo'lishi mumkin.

Disk shamollarining kuzatuvlari o'tgan yillarda (bo'limda

2

b), ular, shuningdek

, bir necha diagnostika shamol ommaviy halok sur'atlarini aniqlash uchun zarur, deb vahiy. Masalan; misol uchun, bashorat
[NeII] 12.8 bir EUV-gijgijlash shamol uchun mkm liniyasi profillar [

137

] va rentgen-gijgijlash shamol [

136

]
ommaviy zarar stavkalari kattaligi ikki buyurtmalar bilan farq bo'lsa-da, juda o'xshash. Buning sababi
, oqim bazasining joylashuvi diskdagi rentgen holatida ancha chuqurroqdir (Bo'limga qarang

3

b).

Biroq,
issiqlik chang emissiya ortiq sm emissiya disk yetib EUV yorqinligi yuqori chegarasi bilan bu diagnostika birlashtirib [

138

,

139

] chiqib EUV qoidalari

10 dan katta ommaviy yo'qotish stavkalari ishora kamida uch hollarda fotoevaporation

−10

M /yr

[

140

]. Xuddi shunday, termik shamol modellari kontekstida [OI] 6300 Å liniyasini yakka holda ishlatish mumkin emas

asosiy ommaviy yo'qotish tezligini kuchaytirish uchun [

141

]. Buning sababi shundaki, agar u kollektiv hayajonlangan bo'lsa, Boltzmann

termini tomonidan emissivlikda kuchli haroratga bog'liqligi bor va asosan
shamolning issiq qatlamini emas, balki katta qismini izlar. Molekulyar chiziqlar ko'proq sezgir bo'lishi kerak

14

rsos

.ro
y

alsocietypub

lishing.org

R.
Soc.

ochiq

fantastika.

0000000

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..