Что такое сигнатуры падения в звездах?

Документ, на который вы ссылаетесь, специально пытается понять массивность$(M\gtrsim 8\:\mathrm{M_\odot})$звездообразование. До сих пор остается открытым вопрос о том, как именно образуются очень массивные звезды. Формируются ли они все сразу в результате гигантской аккреции («формирование «сверху вниз»), или они формируются в результате слияния группы маломассивных звезд («формирование снизу вверх») или в результате какого-то другого процесса? Авторы статьи заявляют, что особенно сложно изучать звездообразование с большой массой.

Эволюция в маломассивных системах часто характеризуется изменениями спектрального распределения энергии (SED). Это не так легко сделать в системах с большой массой (Молинари и др., 2008) ¹ , поэтому изучение газовой динамики очень важно.

По сути, они не могут легко понять, что происходит, глядя на SED области звездообразования с большой массой, поэтому вместо этого они будут смотреть, как газ течет и движется во время формирования. Классен и др. разбить свои наблюдения на наблюдение «входа» и «оттока» (через два разных молекулярных перехода). Под этим они подразумевают, что один молекулярный переход (переход$J=4-3$переход в$\mathrm{HCO^+}$и$\mathrm{H^{13}CO^+}$молекулы) продемонстрирует втекание газа в ядро, т. е. падение, тогда как другой молекулярный переход (переход$J=8-7$переход в$\mathrm{SiO}$молекула) покажет признаки вытекания газа из ядра, т. е. истечения.

Во время звездообразования вы, как правило, получаете оба типа потоков. Падение произойдет потому, что газ просто скапливается на ядре под действием силы тяжести. Истечение произойдет, потому что аккрецирующая материя и центральное ядро ​​сильно нагреваются, вызывая выброс энергии наружу.

Вы можете увидеть, как именно они отслеживают падающие потоки, в Разделе 3.2. У них есть абзац, в котором обсуждается, как именно они определяют, что газ попадает в ядро, из наблюдений за$\mathrm{HCO^+}$и$\mathrm{H^{13}CO^+}$молекулы.

Двойной пик или асимметричный H$\mathrm{HCO^+}$профили линий, в которых самое яркое излучение направлено в сторону синего от скорости покоя источника, можно интерпретировать как результат падения, если$\mathrm{H^{13}CO^+}$имеет один пик при скорости покоя. Если оптически тонкий$\mathrm{H^{13}CO^+}$также имеет профиль с двойным пиком, двойной пик в обеих линиях, вероятно, связан с несколькими компонентами вдоль линии обзора. Черчвелл и др. (2010) ² описывают различные механизмы, которые могут создавать двойной пик в$\mathrm{HCO^+}$профиль линии в направлении массивных областей звездообразования, и сделать вывод, что самопоглощение лучше всего соответствует наблюдаемым профилям линий. Синяя или красная асимметрия профиля поглощения затем может быть использована для того, чтобы различать впадение (синий) или отток (красный).

Я не буду вдаваться в подробности, чтобы точно объяснить спектроскопическую интерпретацию приведенной выше цитаты, но достаточно сказать, что это их метод обнаружения вещества, падающего на ядро ​​звезды большой массы.

---

_{¹ Молинари С., Пеццуто С., Чезарони Р. и др. 2008, Астрономия и астрофизика, 481, 345.}

_{² Черчвелл, Э., Сиверс, А., и Тум, К. 2010, Астрономия и астрофизика, 513, 9}