Astronomía

Acreción de material en caída para una estrella joven de la secuencia principal

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Estoy leyendo material aparentemente contradictorio. Algunas fuentes indican que la evolución de una protoestrella a una estrella de secuencia principal se caracteriza por un viento estelar que impide la acumulación de más material en caída. Es decir, la estrella (joven) ahora tiene una masa constante. Sin embargo, otras fuentes sugieren que el material puede continuar acumulándose durante un período (breve) después de que la protoestrella se haya convertido en una estrella de secuencia principal.

¿Alguien puede confirmar el proceso real?


Al final de la fase de protoestrella se desarrolla un vigoroso flujo de salida de la estrella llamado Viento T-Tauri y esto podría cortar la acreción. Eventualmente, se convierte en una estrella normal y el fuerte viento amaina. El material que no fue totalmente volado podría continuar cayendo y acumularse


Acreción de material en caída para una estrella joven de la secuencia principal - Astronomía

Presentamos el resultado inicial de un gran estudio espectroscópico destinado a medir la escala de tiempo de acumulación de masa en estrellas jóvenes antes de la secuencia principal en el rango de tipo espectral K0-M5. Utilizando espectroscopía multiobjeto con VIMOS en el VLT, identificamos la fracción de estrellas en acumulación en varios cúmulos estelares jóvenes y asociaciones de edades comprendidas entre 1 y 30 Myr. La fracción de estrellas en acumulación disminuye de

2% a 10 Myr. No se encuentran estrellas en acumulación después de 10 Myr con un límite de sensibilidad de 10-11 M ⊙ año -1. Comparamos la fracción de estrellas que muestran acreción continua (f_acc) con la fracción de estrellas con exceso de infrarrojos cercano a medio (f_IRAC). En la mayoría de los casos encontramos f_acc & ltf_IRAC, es decir, la acumulación de masa parece cesar (o descender por debajo del nivel detectable) antes de que el polvo se disipe en el disco interno. A 5 Myr, el 95% de la población estelar ha dejado de acumular material a una tasa de ⪆10-11 M ⊙ año -1, mientras que

El 20% de las estrellas muestran un exceso de emisión en el infrarrojo cercano. Suponiendo una disminución exponencial, medimos una escala de tiempo de acreción de masa (τ_acc) de 2,3 Myr, en comparación con una escala de tiempo de exceso de infrarrojos cercano a medio (τ_IRAC) de 3 Myr. La formación y / o migración de planetas en el disco interno podría ser un mecanismo viable para detener una mayor acreción en la estrella central en una escala de tiempo tan corta.

Basado en observaciones recolectadas en el Observatorio Europeo Austral, Paranal, Chile (ID de propuesta: 078.C-0282 081.C-0208).


Acreción de material en caída para una estrella joven de la secuencia principal - Astronomía

Contexto: El brillo de FUors aumenta en varias magnitudes dentro de uno a varios años. La explicación favorecida actualmente para este aumento de brillo es la de un aumento dramático de la acreción del material del disco alrededor de una estrella joven. El mecanismo que conduce a este aumento de acreción es un punto de debate.
Objetivos: Al elegir el cúmulo de nebulosas de Orión como representativo, simulamos ráfagas de acreción impulsadas por encuentros en entornos estelares densos. Investigamos si propiedades como los tiempos de subida y bajada, la frecuencia de eventos, etc., hablan de los encuentros como una posible causa de los fenómenos de FUor.
Métodos: Combinamos simulaciones de cúmulos realizadas con el código Nbody6 ++ con simulaciones de partículas que describen el efecto de un sobrevuelo en el disco alrededor de una estrella joven para determinar la acumulación de masa inducida.
Resultados: Las tasas de acreción inducida, el perfil de acreción temporal general, el tiempo de desintegración y posiblemente la tasa de binariedad que obtenemos para la acreción inducida por encuentro concuerdan muy bien con las observaciones de FUors. Sin embargo, el tiempo de subida de un año observado en algunos FUors es difícil de lograr en nuestras simulaciones, a menos que la materia se almacene en algún lugar cercano a la estrella y luego se libere después de que se transgreda un cierto límite de masa. El argumento más severo en contra de que el fenómeno FUors sea causado por los encuentros es que la mayoría de las FUors se encuentran en ambientes de baja densidad estelar. Extendemos la discusión a binarios excéntricos y discos gravitacionalmente inestables y encontramos que ambos modelos tienen problemas similares para lograr los tiempos de subida necesarios.
Conclusiones: No encontramos una respuesta concluyente sobre si las UF observadas son desencadenadas por encuentros. Sin embargo, parece que debería existir una fase de ráfaga de acreción intensa, posiblemente una fase FU, al principio del desarrollo de grupos densos. Predecimos que en los cúmulos jóvenes densos estos estallidos deberían ocurrir predominantemente cerca del centro del cúmulo y con altas proporciones de masa entre las estrellas involucradas.


Acreción en estrellas de secuencia pre-principal

La acreción a través de los discos circunestelares juega un papel importante en la formación de estrellas y en el establecimiento de las propiedades de las regiones en las que se forman y migran los planetas. Se cree que los mecanismos por los cuales los discos protoestelares y protoplanetarios se acumulan en estrellas de baja masa no están claramente involucrados en el transporte del momento angular por medio de campos magnéticos, pero las condiciones de baja ionización en las principales regiones de los discos protoplanetarios conducen a una variedad de efectos magnetohidrodinámicos no ideales complejos. cuyas implicaciones no se comprenden completamente. Acreción en estrellas anteriores a la secuencia principal de masas ≲1M (y en al menos unos 2-3 M sistemas) es generalmente canalizado por el campo magnético estelar, que interrumpe el disco a escalas típicamente del orden de unos pocos radios estelares. La materia que se mueve a velocidades cercanas a la caída libre choca en la superficie estelar, las luminosidades de acreción resultantes de la disipación de la energía cinética indican que la adición de masa durante la fase T Tauri durante la vida útil típica del disco ∼3 Myr es modesta en términos de evolución estelar, pero es comparable a los depósitos de disco totales según lo estimado a partir de la emisión de polvo de ondas milimétricas (∼10 −2 M). La acumulación previa a la secuencia principal no es constante y abarca escalas de tiempo que van desde aproximadamente horas hasta un siglo, con variaciones de escala de tiempo más largas que tienden a ser las más grandes. La acreción durante la fase protoestelar, mientras que la envoltura protoestelar sigue cayendo sobre el disco, se comprende mucho menos, sobre todo porque las propiedades de la protoestrella oscurecida central son difíciles de estimar. Las mediciones cinemáticas de masas protoestelares con nuevas instalaciones interfométricas deberían mejorar las estimaciones de las tasas de acreción durante las primeras fases de formación estelar.


Acreción de material en caída para una estrella joven de la secuencia principal - Astronomía

Figura 1: Dos imágenes de V1647 Orionis y McNeil & rsquos Nebula. La imagen de la izquierda es una composición de color óptico tomada hace unos cuatro años con GMOS-North en UT 2004 el 14 de febrero. La imagen de la derecha es también una imagen de color óptico tomada hace aproximadamente un año en UT 2007 el 22 de febrero.

Figura 2: Vista ampliada de la región de 2.12-2.35 micrones de la espectroscopia de infrarrojo cercano de V1647.

Figura 3: Gráfico de la profundidad óptica de la banda de absorción de silicato de 8-13 micrones extraída del espectro infrarrojo medio.

Figura 4: Espectroscopía óptica de V1647 Orionis de GMOS-North obtenida el 22 de febrero de 2007 en UT.

Una estrella & ldquonew & rdquo apareció en la constelación de Orión a finales de 2003 cuando la joven estrella de pre-secuencia principal V1647 Orionis estalló. La erupción y el enorme aumento en el brillo del objeto dieron como resultado la aparición de una nebulosa de reflexión llamada "Nebulosa ldquoMcNeil & rsquos", que lleva el nombre del astrónomo aficionado Jay McNeil, quien descubrió el objeto y alertó al mundo.

Durante el estallido, la estrella y la nebulosa permanecieron brillantes durante aproximadamente 18 meses antes de desvanecerse rápidamente durante un período de seis meses. A principios de 2006, la estrella y su entorno eran muy similares a su etapa previa al estallido. El evento fue monitoreado y observado con muchas instalaciones terrestres y espaciales y el Observatorio Gemini jugó un papel clave en el monitoreo del evento durante sus fases eruptiva e inactiva. Un equipo liderado por Colin Aspin (IfA / Universidad de Hawai & lsquoi), Tracy Beck (STScI) y Bo Reipurth (IfA / Universidad de Hawai & lsquoi) encabezó la campaña de monitoreo de este evento único.

La erupción de V1647 Orionis probablemente esté asociada con un vertido masivo de las regiones internas de un disco circunestelar calentado sobre la joven fotosfera estelar. El espectacular destello de brillo del objeto se debe a un aumento significativo en la luminosidad de acreción y la limpieza o destrucción del polvo circundante por un viento enérgico que hizo visible la estrella. Se cree que estas erupciones son repetitivas e indican períodos en los que se acumula una fracción significativa de la masa final de estrellas y rsquos.

Los autores describen tres fases para la última erupción de V1647 Orionis:

  1. Antes de noviembre de 2004 es la fase previa al estallido
  2. De noviembre de 2004 a febrero de 2006 es la fase de explosión.
  3. A partir de febrero de 2006 es la fase de reposo

La campaña de observación de Géminis dirigida por Aspin ha revelado algunos resultados interesantes, particularmente para el período de inactividad. Éstas incluyen:

  • La nebulosa McNeil & rsquos es débilmente visible en estas imágenes de GMOS-N (Figura 1 a la derecha), lo que indica que el material nebular todavía está débilmente iluminado por la estrella V1647 Orionis. En el momento de la adquisición de las imágenes de GMOS-N y los datos espectroscópicos, V1647 Orionis tenía una magnitud r & rsquo de 23,3.
  • La espectroscopía NIRI ha revelado por primera vez en este tipo de objeto la presencia de absorción de armónicos moleculares de CO y otros átomos de diagnóstico clave como Na y Ca (posiblemente traicionando la fotosfera de la estrella), ver Figura 2. La espectroscopía 2um mostrada en la el papel es de IRTF, no de NIRI. Publicamos la espectroscopia NIRI, pero justo después del estallido, no en reposo.
  • La estrella tiene una masa de aproximadamente 0,8 masa solar y su edad es de aproximadamente medio millón de años o menos.
  • V1647 Orionis en esta fase previa a la secuencia principal es aproximadamente cinco veces más luminosa que el Sol.
  • El material cae sobre la estrella a una tasa de aproximadamente una millonésima parte de la masa solar por año.
  • La observación de infrarrojo medio con MICHELLE / Gemini muestra evidencia de evolución de polvo de silicato durante el período de explosión a quiescencia, ver Figura 3.

En un artículo anterior sobre el V1647 Orionis, Aspin estudió un estallido anterior de la estrella que ocurrió en 1966. Parece que quizás el V1647 Orionis y lsquowa se despierta y rsquo cada 37 años, pero pronto (después de 1 o 2 años) se cansa y toma otra larga siesta.

Para más detalles, lea el artículo. & quotV1647 Orionis: Un año en reposo & quot, por C. Aspin, T. Beck y B. Reipurth en El diario astronómico, Enero de 2008, págs. 423-440.

Para obtener más detalles sobre el estallido de 1966 de V1647 Orionis, lea el artículo `` El estallido de 1966-1967 de V1647 Orionis y la aparición de la nebulosa de McNeil '', por C. Aspin y otros en El diario astronómico, Volumen 132, Número 3, págs. 1298-1306.


Acreción de material en caída para una estrella joven de la secuencia principal - Astronomía

Los Objetos Estelares Jóvenes (YSO) son estrellas en la primera fase de sus vidas, antes de entrar en la secuencia principal del diagrama de Hertzsprung-Russell y son alimentadas por una fusión estable de hidrógeno. Los YSO se forman por contracción (y fragmentación) de nubes moleculares. La contracción puede iniciarse por una variedad de factores, como fluctuaciones de densidad general en el medio interestelar, presión de radiación de estrellas cercanas u ondas de choque de eventos de supernovas que conducen a compresiones locales. La contracción de la nube molecular es impulsada por la gravedad, la nube realmente colapsa en caída libre. La energía gravitacional es liberada por radiación y a su vez influye en el colapso por su presión de radiación, que contrarresta la gravedad. El centro denso de la nube molecular es la nueva protoestrella. Una protoestrella emite luz debido al calor liberado por el colapso gravitacional. Sin embargo, su temperatura central es todavía demasiado baja para mantener la fusión nuclear. En esta etapa de protoestrella, la estrella todavía está creciendo por acreción de masa de la nube molecular circundante, que dura hasta que se incorpora toda la nube o hasta que la presión de radiación de la nueva estrella es lo suficientemente poderosa como para expulsar los restos de la nube.

Protoestrellas, discos proto-estelares, jets y Herbig-Haro-Objects

Debido a la preservación del momento angular, la nube molecular no puede simplemente colapsar. En cambio, se forma un disco protoestelar alrededor de la protoestrella durante la contracción de la nube. A lo largo del eje de rotación, el material en caída tiene solo un pequeño momento angular y la caída avanza relativamente sin obstáculos. Por lo tanto, la nube molecular se vuelve más delgada a lo largo del eje de rotación y se forman dos vacíos en forma de cono en los polos, lo que permite que la luz de la estrella escape e ilumine estos conos desde el interior. Dependiendo del ángulo de visión, vemos la nube molecular iluminada por la estrella joven como una nebulosa bipolar (vista de lado), como una nebulosa en forma de abanico (en un ángulo bajo desde arriba del disco) o en una media luna o incluso un anillo. forma con un ángulo de visión creciente.

El material migra dentro del disco protoestelar hacia la estrella por fricción interna: la protoestrella acumula material.

Esta imagen muestra una vista artística del disco protoplanetario polvoriento alrededor de una estrella joven masiva.

El giro de la protoestrella y el disco protoestelar da lugar a vórtices magnéticos, lo que genera fuertes campos magnéticos a lo largo del eje polar y la formación de salidas o chorros bipolares. Estos chorros pueden golpear el medio interestelar circundante o los restos de la nube molecular que colapsa, dando lugar a fuertes frentes de choque, los llamados objetos Herbig-Haro (HH).

crédito: wikipedia

Se pueden encontrar objetos Herbig-Haro relativamente brillantes (HH1 y HH2), por ejemplo, en una nube molecular al sur de la Nebulosa Key Hole NGC 1999 en Orión en el borde inferior de esta imagen:

Patrick Hartigan de Rice University en Houston logró detectar la dinámica dentro de los chorros y frentes de choque de varios HH utilizando el Telescopio Espacial Hubble. Películas de estas dinámicas están disponibles en sus páginas web.

Bewegung des Jets von HH 1, Patrick Hartigan

Más adelante en la evolución / contracción de la protoestrella, el mecanismo de transporte de la energía gravitacional liberada fuera del núcleo de la protoestrella cambia de convección a radiación. Esto conduce a un enfriamiento más eficiente del núcleo, que es importante en particular para las protoestrellas más pesadas, ya que permite que la contracción avance más rápidamente. Durante este proceso, la estrella se encuentra en el diagrama de Hertzsprung-Russell por encima de la secuencia principal, moviéndose hacia abajo a lo largo de la llamada línea de Hayashi. Finalmente, el núcleo de la nueva estrella se calienta y se vuelve lo suficientemente denso como para mantener estable la fusión del hidrógeno: nace una nueva estrella.

Herbig Ae / Be, T Tauri y FU Ori estrellas

Durante esta etapa de transición, las nuevas estrellas aún no han alcanzado un equilibrio hidrostático estable. En cambio, se contraen aún más a pesar de que puede haber comenzado la fusión de hidrógeno. Las nuevas estrellas aún no han alcanzado la secuencia principal, pero se colocan todavía por encima de ella. Todavía son más grandes y, por lo tanto, más brillantes que las estrellas de la secuencia principal de la misma temperatura (y, por lo tanto, de la misma clase espectral). Durante esta etapa de transición, las nuevas estrellas son bastante variables y también pueden mostrar fuertes estallidos de brillo (llamaradas). Estos estallidos reflejan la caída errática de material desde el disco de acreción hacia la estrella. Mediante la excitación de la fina atmósfera exterior, las estrellas muestran líneas de emisión durante esta fase de sus vidas.

Las estrellas de menos de 2 masas solares se clasifican como Estrellas de T Tauri, después de su prototipo, mientras que los más pesados ​​se llaman Herbig Ae / Be estrellas (e significa líneas de emisión). Las estrellas se identifican por varios criterios: presencia de líneas de emisión (en particular, la serie Balmer de hidrógeno), un exceso infrarrojo de su radiación debido al polvo envolvente en el disco circundante y su situación en una región de formación estelar. Esto último se verifica mediante la ubicación proyectada (por ejemplo, en una nube oscura) y la presencia de una nebulosa de reflexión asociada con la estrella, que asegura la ubicación de la estrella dentro de la nube molecular. Los subtipos de YSO se distinguen por la clasificación espectral y su masa (B y A para las estrellas Herbig Ae / Be y F, G, K o M para los tipos T Tauri). La fase previa a la secuencia principal es en ambos casos corta en comparación con la vida útil total de la estrella y dura de 1 a 10 millones de años para las estrellas masivas Herbig Ae / Be y de 10 a 100 millones de años para las estrellas menos masivas T Tauri.

Las estrellas T Tauri tienen un subgrupo adicional denominado Estrellas de FU Ori (o corto & quotFuors & quot), que debido a la acreción errática están sujetos a destellos y ráfagas de brillo muy pronunciadas de hasta 6 magnitudes. Es concebible que el comportamiento de FU Ori represente una fase durante el desarrollo de la mayoría de las estrellas T Tauri. Por lo tanto, el tipo FU Ori no es un tipo de estrellas en sí mismo, sino que representa una etapa temporal durante la evolución de una estrella T Tauri. Además, también existe el tipo Exor (después de EX Lupi), que muestra destellos en escalas de tiempo más cortas.

Evolución de los objetos estelares jóvenes

La evolución de un YSO se clasifica en cuatro fases posteriores, que se correlacionan más o menos con la exposición creciente de la estrella en su envolvente y los cambios resultantes de su espectro (este esquema de clasificación se basa en realidad en la distribución de energía espectral (SED) de el YSO).

Durante la primera fase, la nube molecular se colapsa a un protoestrella, que permanece completamente enterrado en su envoltura circundante, eludiendo la observación directa en luz visible. Solo se puede observar la radiación infrarroja de la envoltura cálida. Este estadio de colapso gravitacional va acompañado de un tremendo aumento de la frecuencia de rotación de la estrella y el disco de acreción (girar). A continuación, la estrella queda expuesta y el espectro del YSO muestra el espectro del cuerpo negro de la estrella emergente, superpuesto con el aún sustancial exceso infrarrojo de la envolvente en las frecuencias más bajas. Estas etapas son la etapa estrella clásica de T Tauri (CTTS), con un disco activo, acompañado de formación de chorros y objetos Herbig-Haro, y la etapa de estrella T Tauri de línea débil (WTTS), con un disco pasivo, el inicio de la fusión nuclear y la fragmentación del disco protoplanetario. Durante la etapa final, la estrella pasa a la secuencia principal con una combustión continua de hidrógeno, el disco protoplanetario se fragmenta en un sistema planetario (que transporta la mayor parte del momento angular del YSO) y el exceso de infrarrojos en el espectro desaparece.

Imagen del disco de polvo alrededor de la estrella joven IM Lupi (superior) y otros YSO (inferior). Las imágenes son de SPHERE, el instrumento de investigación de exoplanetas de ESO en el VLT de Chile.

Por tanto, las estrellas anteriores a la secuencia principal están rodeadas por discos de acreción (polvorientos) y los restos (polvorientos) de la nube molecular en la que se formaron. Los discos de acreción (o protoplanetarios) son las cunas de nuevos planetas alrededor de la joven estrella. El disco a menudo puede ocultar completamente la estrella o al menos atenuar fuertemente su luz, evitando así su observación directa. Sin embargo, a lo largo del eje polar con sus vacíos en forma de cono, la luz de la estrella puede pasar relativamente sin obstáculos. En el telescopio, esta luz a menudo se puede ver mientras ilumina la nube molecular circundante donde es dispersada por partículas de polvo. La apariencia bipolar de la nebulosa de reflexión es, por tanto, una consecuencia directa de la presencia de un disco de acreción, que reduce la luz de la estrella que se escapa a conos de luz estrechos.

Nebulosa variable y polarización.

Muchas de estas nebulosas de reflexión son muy variables, lo que puede tener varias razones:

Un ejemplo muy impresionante de tal proyección de sombras lo muestra Nebulosa variable de Hubble, NGC 2261, en la constelación de Monoceros. La siguiente imagen animada muestra una serie única de imágenes de Tom Polakis de Tempe / Arizona, quien fotografió NGC 2261 durante varias semanas. La animación muestra claramente la propagación de la luz y las sombras a lo largo de la nebulosa de reflexión.

variabilidad de la nebulosa variable de Hubble NGC 2261, Tom Polakis

Otra nebulosa de reflexión con brillo muy variable son Nebulosa de Gyulbudaghian alrededor de PV Cephei , Nebulosa de McNeil en la nube molecular de M78 en Orión, y la nebulosa alrededor Z Canis Majoris . La nebulosa de reflexión de PV Cephei, que solía ser un objetivo fácil hace unos años con telescopios de tamaño mediano, había sido muy difícil incluso con mi 22 & quot Dob durante varios años, hasta que volvió a brillar en 08/2013.

Variabilidad de la RN de PV Cephei en placas rojas DSS (comparar la imagen de Adam Block en 2008)

La nebulosa de McNeil alrededor de V1647 Ori fue descubierta en 2004 por el aficionado Jay McNeil fotográficamente. Para 2006, se había atenuado nuevamente más allá de la detección visual. En 2008, volvió a brillar y se mantuvo en un nivel relativamente alto desde entonces (este es el estado de las cosas hasta 2011), siendo accesible para telescopios de alrededor de 18 pulgadas o más.

Nebulosa de McNeil en 2006 (panel inferior) y 2011 (panel superior).

Las tres estrellas, Z CMa, V1647 Orionis y PV Cephei, son variables FU Ori con destellos (con PV Cephei con sus destellos en escalas de tiempo más cortas, los últimos destellos fueron en 2004 y 2013, siendo más bien un EXor). Otra nebulosa que había sido conocida por sus fluctuaciones de brillo en escalas de tiempo históricas es Nebulosa variable de Hind alrededor de T Tauri.

Otro fenómeno es la polarización de la luz dispersa. La polarización de la luz se puede verificar mediante los filtros apropiados, similares a los descritos para la nebulosa protoplanetaria. Estos, a pesar del nombre, no tienen nada en común con los discos protoplanetarios, pero se forman durante las últimas fases de la evolución estelar antes de la formación de una nebulosa planetaria completa. Observaciones similares de YSO dependientes de la polarización están naturalmente restringidas a los objetos más brillantes.

Formación de planetas alrededor de YSO

En un comunicado de prensa de 2014, ALMA resolvió el disco protoplanetario alrededor de la estrella T Tauri HL Tauri con una longitud de onda de 1,2 mm en densos anillos y espacios. Estos huecos presumiblemente informan sobre la acumulación de material del disco por los planetas en evolución dentro del disco.

HL Tauri está situado en la misma nube molecular que Sharpless 239, y en sus inmediaciones se pueden encontrar varios otros YSO:

La observación visual de los YSO es como entrar en un nuevo territorio. Son demasiado exóticos y, además, en su mayoría, muy tenues. Hay solo unos pocos objetos conocidos y más brillantes. Los representantes más conocidos son sin duda la Nebulosa Variable de Hubble y NGC 1999, que son objetos gratificantes, que muestran la estructura ya en telescopios de aficionados más pequeños. Otros objetos al alcance de los telescopios de tamaño mediano son Ced 62 (NGC 2163) y Parsamian 21. La mayoría de los demás objetos requieren grandes telescopios e incluso entonces son objetivos difíciles. En muchos casos, solo se puede discernir un objeto estelar, la estrella anterior a la secuencia principal. La nebulosa de reflexión circundante, por lo que son observables, a menudo es extremadamente débil o eclipsada por la estrella. Su estructura a veces extraña, que es muy prominente en las imágenes del DSS, se puede ver visualmente solo en algunos casos. Si bien generalmente no es un problema distinguir entre la estrella y la nebulosidad circundante, la distinción adicional entre nebulosa de reflexión, chorro y objeto Herbig-Haro a menudo es difícil o no inequívoca. En particular, los HH son (a pesar de pocas exenciones) muy pequeños y extremadamente débiles. Sin embargo, estos son objetos muy interesantes, y es emocionante observar estrellas en estas etapas muy tempranas de sus vidas (que es también la etapa del desarrollo de los planetas). Y debido a su alta variabilidad intrínseca, ¡nunca se sabe qué esperar!

La guía de observación de objetos estelares jóvenes

Esta guía de observación presenta más de cincuenta estrellas previas a la secuencia principal con nebulosa de reflexión circundante con imágenes DSS, gráficos del buscador e informes de observación en el ocular de mi Dob de 22 & quot.


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RESULTADOS

Se forma una densa capa alrededor de la estructura del núcleo impactada

Como se muestra en la Fig.1 (B a D), lo observado en el laboratorio y corroborado por las dos simulaciones MHD (en 2D y 3D) (ver Materiales y métodos) es consistente con el siguiente escenario: En el impacto, la corriente, detenido por el obstáculo, induce la formación de un choque hacia adentro y de un choque inverso dentro de la propia corriente. El frente del choque inverso está localizado por el salto de densidad observado en el borde del núcleo central en la Fig. 1 (B a D). Como se muestra en los Materiales Suplementarios, verificamos que, en el laboratorio, el aumento de la densidad de electrones del plasma en la región del núcleo post-choque corresponde estrechamente a lo que se espera de las condiciones de choque fuerte de Rankine-Hugoniot (28).

Simultáneamente, impulsado por la presión térmica, que localmente supera la presión magnética (β & gt 1), el núcleo de plasma altamente conductor y calentado por choque se expande radialmente hacia afuera, comprimiendo y distorsionando las líneas del campo magnético (Fig. 1D, líneas blancas). Luego, la expansión lateral se detiene por el aumento del campo magnético, que redirige el flujo de plasma hacia la corriente y forma una estructura envolvente que denominamos aquí como el "caparazón". En la Fig.1 (B a D), observamos el flujo expulsado, el proyectil adelanta rápidamente (a lo largo de z) el choque inverso que se propaga debido a la redirección longitudinal del flujo expulsado.

Hacemos hincapié en que el plasma β del núcleo determina abrumadoramente la formación de la capa. Para los regímenes investigados aquí, las pérdidas radiativas y la conducción térmica juegan un papel obvio en la determinación de los detalles de las propiedades termodinámicas de los plasmas de laboratorio y astrofísicos y, por ejemplo, sus firmas espectrales. Sin embargo, siempre que el núcleo del plasma β sea similar (30 y 107 para los plasmas de laboratorio y astrofísico, respectivamente, ver tabla S2), la dinámica de la capa de formación es en gran parte insensible a estos detalles.

También observamos que las corrientes de acreción del laboratorio se mantienen e interactúan con el obstáculo durante una escala de tiempo que es larga en comparación con la de la formación de la capa (es decir, las que se muestran en la Fig. 1C). Sin embargo, la ausencia de un campo gravitacional capaz de ejercer una influencia sobre el plasma dificulta nuestra capacidad de reproducir experimentalmente la dinámica a largo plazo de una columna de acreción astrofísica idealizada (25). En cambio, los experimentos se limitan al impacto inicial y la formación de la capa de plasma cuando la gravedad no tiene un papel apreciable (que es válido para los dos primeros fotogramas de la Fig. 1, C y D ver Materiales y métodos). Esto se confirma al comparar las simulaciones sin gravedad presentadas en nuestro artículo (Fig. 1D y película S2) con simulaciones MHD astrofísicas a largo plazo que incluyen la gravedad (25). Tal comparación muestra que la dinámica inicial y la formación de la capa son cualitativamente similares y en gran parte no se ven afectadas por las fuerzas gravitacionales.

Nuestras simulaciones no tienen en cuenta los efectos de transferencia radiativa, como se detalla en la sección "Síntesis de la emisión de rayos X y comparación con objetos astrofísicos". Esta suposición puede considerarse válida solo en la losa post-choque caliente y en la corona (21). Allí, la conducción térmica junto con las pérdidas radiativas del plasma ópticamente delgado juega un papel importante en el balance energético. En particular, el intenso enfriamiento radiativo en la base de la losa priva al plasma post-choque del soporte de presión, haciendo que el material por encima de la capa enfriada colapse. Como resultado, la posición del choque puede variar con el tiempo (25). La conducción térmica actúa como un mecanismo de enfriamiento adicional de la losa caliente, drenando energía del plasma calentado por choque a la cromosfera y limita parcialmente el crecimiento de inestabilidades térmicas (25).

Por el contrario, lo más probable es que el material frío y denso de la corriente y el de la cromosfera sean ópticamente gruesos. Como resultado, se espera que la transferencia radiativa juegue un papel importante en el balance energético, mientras que la conducción térmica debería ser insignificante. Los principales efectos se esperan en la columna de acreción sin choque donde el material que cae se puede calentar radiativamente a temperaturas de hasta 10 5 K (21). Además, se espera que el material ópticamente grueso de la cromosfera y / o de la corriente no impactada ubicada a lo largo de la línea de visión (LoS) absorba parcialmente la emisión de rayos X que surge de la losa post-choque caliente. Nótese que no consideramos los efectos de la transferencia radiativa sobre la dinámica y la energía del sistema, pero contabilizamos la absorción en la síntesis de la emisión de rayos X, como se describe en la “Síntesis de la emisión de rayos X y comparación con sección de objetos astrofísicos ”. Por esta razón, nuestro modelado no es del todo coherente. Sin embargo, esperamos que la evolución del plasma post-choque caliente (T & gt 1 MK) sea modelada con precisión por enfriamiento radiativo.

Tanto el plasma central electrocutado como la cáscara se observan simultáneamente en las emisividades del plasma de laboratorio registradas. El frente de choque inverso y su evolución temporal, propagándose río arriba en

14 ± 3 km / s, se ven claramente en la emisión visible rayada (ver Materiales y métodos) del plasma de laboratorio (Fig. 2A): El frente de choque inverso identificado en los mapas de densidad (Fig. 2A, puntos rojos) se corresponde estrechamente hasta el borde de la región central de emisión de luz brillante que se expande hacia la corriente entrante. En el mismo mapa de emisión, también podemos identificar claramente la capa, de brillo reducido, con su frente de expansión en los mapas de densidad (Fig. 1C, puntos amarillos). De manera similar, la emisión de rayos X del laboratorio que se origina cerca de la superficie del obstáculo (Fig. 2B), analizada por nuestro modelo no estable (37) y detallado en la Información complementaria, muestra las características de dos componentes distintos del plasma. Aquí, la aparición de líneas intensas de la serie He (por la emisión de iones F ionizados tipo He) es el testimonio de un componente de plasma que tiene una temperatura baja (0,6 ± 0,1 MK) a una densidad que se corresponde bien con la densidad del núcleo observada en la Fig. . 1C. La observación simultánea de una fuerte Lyα La línea (de la emisión de iones F ionizados similares a H) atestigua la presencia de un plasma de temperatura de electrones más alta, es decir, a 3.7 MK, analizado usando el código atómico FLYCHK (41). Esta radiación sintética, derivada de la relación entre el Heβ y Lyα intensidades de línea, tiene un volumen y una densidad consistentes con los del plasma de capa medido (Fig. 1C). Tenga en cuenta que tanto la temperatura de la carcasa como la del núcleo derivadas de esta manera también son coherentes con la simulación de laboratorio, como se detalla en la Información complementaria.


Título: Interrupción de la marea de una estrella de secuencia principal por un agujero negro de masa intermedia: una década brillante

Fase de acreción super-Eddington de 10 años de duración. La emisión fotosférica del flujo de salida expulsado durante esta fase domina la radiación observable y los picos en las bandas UV / ópticas con una luminosidad de 10 ^ 42 erg / s. Después de que la tasa de acreción cae por debajo de la tasa de Eddington, la luminosidad bolométrica sigue la desintegración convencional de la ley de potencia t ^ <-5/3> y comienzan a verse los rayos X del disco de acreción interno. Modeling the newly reported IMBH tidal disruption event candidate 3XMM J2150-0551, we find a general consistency between the data and predictions. The search for these luminous, long-term events in GCs and nearby dwarf galaxies could unveil the IMBH population.


Title: Detection of a Cool, Accretion Shock-Generated X-ray Plasma in EX Lupi During the 2008 Optical Eruption

0.4 keV plasma component, as expected for accretion shocks on low-mass, pre-main sequence stars. From 2008 March through October, this cool plasma component appears to fade as EX Lupi returns to its quiescent level in the optical, consistent with a decrease in the overall emission measure of accretion shock-generated plasma. The overall small increase of the X-ray flux during the optical outburst of EX Lupi is similar to what was observed in previous X-ray observations of the 2005 optical outburst of the EX Lupi-type star V1118 Ori but contrasts with the large increase of the X-ray flux from the erupting young star V1647 Ori during its 2003 and 2008 optical outbursts.


Ver el vídeo: Ejercicios para la prevención de caídas. (Diciembre 2022).