原始惑星系円盤の内側から恒星に落ちる物質が全部弾き飛ばされるわけではないが、横から見るとＸに見えるぐらい大量に物質が循環している。以下、機械翻訳。
JWST MIRI MRS がエッジオン原始惑星系円盤内の円盤風、水、CO を画像化
要約
JWST MIRI MRS による若い惑星の周囲の原始惑星系円盤のエッジオン観測を紹介します。
太陽系外質量星タウ 042021、サイクル 1 GO プログラム「マッピング傾斜」の一環として取得
ディスクアストロケミカルシグネチャー (MIDAS)。 これらのデータは、H2 の中赤外空間分布を解明します。
ディスクのミッドプレーン上約 200au まで広がる半開き角度で35度±5度の X 字型の放射を明らかにする
スペクトル画像ではガスを速度分解しませんが、測定された半開口部は
H2 の角度は MHD の風の原点と一致します。 平行双極ジェットが禁断の地で見られる
[Ne II]、[Ne III]、[Ni II]、[Fe II]、[Ar II]、および [S III] からの輝線。 H2O と CO の排出量の拡大
直径がそれぞれ約 90 ～ 190au に達する線も検出されます。 熱い分子
このような半径では放射は予想されず、その拡張された空間分布を散乱として解釈します。
ディスクの外側表面のダスト粒子による内側のディスクの分子放出。 H I 組換え系統、
円盤内部降着衝撃の特徴であり、同様に延長され、おそらく散乱光でもある
最も内側のスターディスクインターフェイスから。 最後に、散乱光連続体と共空間11.3μmで広範囲のPAH発光を検出し、これがその周囲に存在する初の低質量Tおうり星となる。
私たちの知る限りでは、拡張 PAH が確認されています。 エッジオン ディスクの MIRI MRS ライン画像が提供する
原始惑星内の流出、降着、散乱の過程を知る前例のない窓
これにより、円盤の寿命、降着および質量損失のメカニズムを制限することができます。
キーワード: 惑星系形成。 ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡。 赤外分光法
1. はじめに
惑星は、ガス、塵、星からなる星周円盤の中に形成されます。
そして氷、その前に物質を蓄積しなければならない場所
流出機構と付着物を介して除去されます。
中心の星たち。 観察によれば、このプロセスにはせいぜい数百万時間かかることが示唆されています。
円盤内にミリ未満の塵やガスが含まれる年齢
大幅に減少します（Pascucci et al. 2016 などを参照）。バレンフェルドら。 2016年; サイモンら。 2019）。
鋭敏に進化する円盤のモデルは、それに対応する地球規模の減少を予測する
ガス貯留層も枯渇するため、質量降着率
時間の経過とともに (Lynden-Bell & Pringle 1974; Hartmann et al.
ただし、観察された質量間の関係には大幅なばらつきがあるため、この状況は複雑になっています。
降着率M˙ACCおよびディスクダストマス (Mdisk)(Hartmann et al. 1998; Manara et al. 2023; Betti et al. 2023
2023)、これは質量損失を引き起こし、原始惑星系円盤の最大寿命を設定するには追加の物理機構が必要であることを示しています (Pascucci et al.2023年）。
最近の研究は、この関係が M˙ であることを示しています。
acc と Mdisk (スキャッターを含む) は、磁気流体力学モデルによって再現されます。
(MHD) 風は角度の主な要因です
継続的な降着を可能にする運動量伝達(Tabone et al. 2022b; Somigliana et al. 2023)。 この中で
フレームワークでは、ディスク集団は初期ディスク サイズと粘度の分布から始まります (Tabone et al.2021）。
磁化された円盤風が、降着とほぼ同じ速度で質量を除去し、その後、駆動することができます。
観測と一致するタイムスケールにわたる円盤の分散 (Blandford & Payne 1982; Cabrit et al. 1999; Bai&ストーン2013; ルシュール 2021)。
MHD 風力モデルは M˙ の減少をうまく再現できますが、
acc と Mdisk の時間の経過、アウトフロー起動メカニズムの明確な区別
内側円盤の現象は依然としてとらえどころのないものである (ジェット、MHD、光蒸発風。最近の総説については、Pascucci et al. 2023 などを参照)。 流出の署名は次の方法で簡単に特定されます。
高分解能分光法により、青方偏移を明らかにします。
原子遷移からの発光線と吸収線、[O I]、[Ne II]、[NII]、[S II]、He I、および C II を含む (Ed Wards et al. 1987; Kwan & Tademaru 1995; Pascucci
& Sterzik 2009; バンザッティら。 2019年; ハファートら。 2020年;徐ら。 2021年; ファングら。 2018、2023a; キャンベル・ホワイト他。 2023年）。 の中心速度と半値幅は、ライン プロファイル。ケプラー管内の平均的な流速と半径方向の位置として解釈できます。
ディスクは通常、原点を区別するために使用されます。
光蒸発風やMHD風で。 例えば、よりコンパクトな放射領域 (r 〜 0.1−0.2 au) は、MHD 風の特徴であると推定されています (Campbell White et al. 2023)。 特に線磁束比 [Ne低速光蒸発風における [II] 12.814 µm および [O I] 6300 ˚A は、暖かい円盤内部の塵からの放出が減少するにつれて増加します (Pascucci et al. 2020)。 ディスク内部のダストの間でも同様の相関が検出されます。
降着生成Lyαの含有量と形態(Arulanantham et al. 2023) および Hα 輝線 (Fang他。 2023a)、相対的な寄与が
MHD と光蒸発風と降着の影響
総質量損失率は時間の経過とともに変化する可能性があります。
原始惑星の円盤風からの空間的に広がったガスの探索により、最近、フェイスオンシステム TW Hya からの [O I] および Lyα 放出が検出されました (Fang et al.
2023b; チャンら。 2023年）。 [O I] 形態は、放射状に閉じ込められた MHD 風のモデルによって再現されます。
塵昇華ゾーン内から発射されますが、Lyα 分布は、両方の内部での H I による降着衝撃からの共鳴散乱と一致しています。
風と円盤そのもの。 の分光天文測定
RU Lupi と AS 205 N の同じトレーサー (Whelan et al.2021) 広角 MHD ディスクの重ね合わせと一致する、より拡張された発光領域を明らかにします。
風 (0 < |v| < 40km / s）と加速するジェット
(90 < |v| < 230km / s）。 ro 振動 H2 線からの空間的に拡張された近赤外線放射もまた、
T Tauriシステムから特定された（Eisloffel et al．2000年; Duchene et al. 2005年; ベックら。 2008年; ベック＆Bary 2019)、青方偏移輝線プロファイルを示した高解像度 1-D 分光法から予想されるとおり
(Beckwith et al. 1978; Bary et al. 2003; Gangi et al.2020年）。 輝線は、T 〜 1800 〜 2300 K と降伏線束の間の温度のガスから発生します。
比率は衝撃励起と一致します (Eisl®offel et al.2000年; ベックら。 2008）。 H2 の回転四重極遷移からの中赤外線放射が検出されました
T 〜 100 〜 200 K の温度で、線を示す
プロファイルは拡張された放射と一致しています (Thi et al.2001年; ビトナーら。 2008）。 それでも、MHD と写真の蒸気風が検出されたものの推進の原因であるかどうかを区別することは、依然として観測上の課題である。
風の放出半径と速度構造が空間的およびスペクトル的に未解決のままであるため、流出します。
近くの星形成領域までの距離 (例: Beck を参照)
他。 2008年; コールマンら。 2024年）。 手がかりは次から得られるかもしれません
[Ne II] の空間分解観測。塵の空洞がなくなると輝線の明るさが増加する
ディスク内と光蒸発による寄与
風がより顕著になります（Pascucci et al. 2020）。
この論文では、空間的に広がった回転 H2、H2O、および CO 放出の検出を報告します。
JWST-MIRI/MRSによるエッジオン原始惑星系円盤、Integral Field Unit (IFU) 観測を使用します。
セクション 2 では、ターゲット、観察、および線画像と連続画像を構築する方法について説明します。
セクション 3 では、分子の形態を比較します。
禁止された原子遷移から輝線へ
H I ハンフリーズ α 放出により、風、ジェット、降着が質量損失の要因であると考えることができます。
同じシステム内で。 また、ライン画像を中赤外線散乱の空間分布と比較します。
伸びた分子の起点を拘束するための光
ガスの排出。 拡張放出の運動学
についてはセクション 4 で説明し、セクション5.で結論を述べます。
図 1. 左: 東 (上) と西 (下) の反射から抽出されたタウ 042021 の 1 次元 MIRI MRS スペクトル
星雲。 円盤の両面から[Ne II]、[Ne III]、[Fe II]からのH2輝線と禁制輝線を検出しました。 H2O
また、11 μm 付近の PAH 放出とともに、CO2 氷吸収も確認されています。 右: ro-振動のスペクトルを拡大
東の反射星雲からの CO、回転振動 H2O、回転 H2O の輝線と LTE スラブ モデルを重ねたもの
シアン (Salyk 2022)。 CO モデルの温度とカラム密度は T = 1500 K、log N = 17.5 cm^−2 です。
、および回転H2O 輝線は T = 850 K、log N = 15.0 と一致します。 ro-振動線は回転モデルで示されています
光束が 20 分の 1 に縮小されます。
図 2. アルマ望遠鏡の 0.89 mm 塵連続体を示すタウ 042021 の MIRI MRS 画像 (左上; Villenave et al. 2020)
H2 S(2) 12.278 μm (右上)、[Ne II] 12.814 μm (左下)、および H I Humphreys α 12.372 μm (下) からの輝線
右) MIRI MRS で検出。 各画像の白い等高線は、12.2 μm における中赤外散乱光の連続体を示しています。
白い破線は、アルマ望遠鏡連続体画像から測定された位置角度を示します（PA = −16°）; ヴィルナベら。 2020年）
。 画像は、背景ノイズと高い S/N の間のコントラストを最大化するために、asinh ストレッチを使用してスケーリングされています。
発生源からの放出。 各パネルの左下隅にあるベージュ色の円は、理論上の平均 FWHM を表します。
PSF。Law et al. で報告された関係から計算されます。 （2023年）。 観察された空間分布は以下と一致しています。
東と西の反射星雲のμm サイズの粒子 (12 μm 連続体)、円盤風 (H2 S(2))、双極ジェット ([Ne II])
降着衝撃やジェットの基部からの散乱光（H I）。ディスクを基準にして。 ジェットの位置角度が〜2.5度傾いていることに注意してください。
図３.CO v = 1 − 0 (左) および H2O v2 = 1 − 0 からの積み重ねられた輝線を示すタウ 042021 の MIRI MRS 線画像
MIRI MRS で検出された遷移。 各画像の白い輪郭は、5.0 における中赤外散乱光の連続体を示しています。
μm。 画像は、背景ノイズと高い S/N の間のコントラストを最大化するために、asinh ストレッチを使用してスケーリングされています。
発生源からの放出。 各パネルの左下隅にあるベージュ色の円は、理論上の平均 FWHM を表します。
PSF。Law et al. で報告された関係から計算されます。 （2023年）。 放射は予想を超えて空間的に拡張される
内側円盤のサイズ r < 1 au、これは円盤表層におけるμm サイズのダスト粒子による散乱と一致する (例: Duch^ene et al.2024年）。
図 4. 11.3 μm PAH 放射の MIRI MRS 画像。空間的には、からの散乱光連続体と同じ位置にあります。
タウ 042021。PAH 放射は、より重い星の周囲の円盤や、より外部からの放射線を受けた円盤で容易に検出されます。
環境 (例: Geers et al. 2006, 2007 を参照) では、M 型星の周囲の円盤内でバンドが検出されることはまれです。 留意すべき点は、
バンドの赤い側の連続体はチャンネル 2 検出器の端を超えているため、
全表面輝度プロファイル。 ここに示されている画像は、特徴が発光のピークに達する単一フレームからのものです。
5. 要約と結論
エッジオン原始惑星系円盤系タウ 042021 における気相放出の JWST MIRI MRS 観測を紹介します。データは空間的に分解されたものを提供します。
気相の原子および分子の発光線のスペクトル画像により、次のことが明らかになります。
• セミオープンのX型MHDディスクワインド
35°±5°の角度、縦に伸ばしてトレース
H2 の回転遷移からの放出 (参照)
また、Duch^ene et al。 2024年);• [Ne II] から放出される平行双極ジェット、
[Ne III]、[Ni II]、[Fe II]、[Ar II]、[S III] (例:Duchene et al. 2014、2024)、開口角あり< 3°;
• 放射状に広がる CO と H2O は、
1 au の内部円盤からの線放射、散乱
ディスク表面の大きな塵粒子を 100au まで評価。
• 各星雲の H I Huα 放射は、以下と一致する。
降着衝撃やジェットの基部からの放出による散乱光。
H2 の放出が光学的に薄いと仮定すると、風は
MH2 〜 5.4 × 10^−7 M⊙ のガス質量を含み、〜 6.5 × 10^−9 M⊙ / 年 の質量流束に相当
Huα 放出は M˙acc = 2 × 10^−11 M⊙/ 年の質量降着率を推定するために使用されました。
私たちは
これは、視線に沿った散乱と消滅、および線放射領域のサイズの不確実な関係により、過小評価される可能性があることに注意してください。 この作品
空間を解決する予期せぬ能力を実証する
大型原始惑星系円盤からの気相輝線
MIRI MRS を使用すると、これが風やジェットによる円盤の質量損失を測定するための強力なツールであることが証明されました。
散乱光を通して内部円盤の下部構造と組成を調査するためのものです。
JWST MIRI MRS がエッジオン原始惑星系円盤内の円盤風、水、CO を画像化
要約
JWST MIRI MRS による若い惑星の周囲の原始惑星系円盤のエッジオン観測を紹介します。
太陽系外質量星タウ 042021、サイクル 1 GO プログラム「マッピング傾斜」の一環として取得
ディスクアストロケミカルシグネチャー (MIDAS)。 これらのデータは、H2 の中赤外空間分布を解明します。
ディスクのミッドプレーン上約 200au まで広がる半開き角度で35度±5度の X 字型の放射を明らかにする
スペクトル画像ではガスを速度分解しませんが、測定された半開口部は
H2 の角度は MHD の風の原点と一致します。 平行双極ジェットが禁断の地で見られる
[Ne II]、[Ne III]、[Ni II]、[Fe II]、[Ar II]、および [S III] からの輝線。 H2O と CO の排出量の拡大
直径がそれぞれ約 90 ～ 190au に達する線も検出されます。 熱い分子
このような半径では放射は予想されず、その拡張された空間分布を散乱として解釈します。
ディスクの外側表面のダスト粒子による内側のディスクの分子放出。 H I 組換え系統、
円盤内部降着衝撃の特徴であり、同様に延長され、おそらく散乱光でもある
最も内側のスターディスクインターフェイスから。 最後に、散乱光連続体と共空間11.3μmで広範囲のPAH発光を検出し、これがその周囲に存在する初の低質量Tおうり星となる。
私たちの知る限りでは、拡張 PAH が確認されています。 エッジオン ディスクの MIRI MRS ライン画像が提供する
原始惑星内の流出、降着、散乱の過程を知る前例のない窓
これにより、円盤の寿命、降着および質量損失のメカニズムを制限することができます。
キーワード: 惑星系形成。 ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡。 赤外分光法
1. はじめに
惑星は、ガス、塵、星からなる星周円盤の中に形成されます。
そして氷、その前に物質を蓄積しなければならない場所
流出機構と付着物を介して除去されます。
中心の星たち。 観察によれば、このプロセスにはせいぜい数百万時間かかることが示唆されています。
円盤内にミリ未満の塵やガスが含まれる年齢
大幅に減少します（Pascucci et al. 2016 などを参照）。バレンフェルドら。 2016年; サイモンら。 2019）。
鋭敏に進化する円盤のモデルは、それに対応する地球規模の減少を予測する
ガス貯留層も枯渇するため、質量降着率
時間の経過とともに (Lynden-Bell & Pringle 1974; Hartmann et al.
ただし、観察された質量間の関係には大幅なばらつきがあるため、この状況は複雑になっています。
降着率M˙ACCおよびディスクダストマス (Mdisk)(Hartmann et al. 1998; Manara et al. 2023; Betti et al. 2023
2023)、これは質量損失を引き起こし、原始惑星系円盤の最大寿命を設定するには追加の物理機構が必要であることを示しています (Pascucci et al.2023年）。
最近の研究は、この関係が M˙ であることを示しています。
acc と Mdisk (スキャッターを含む) は、磁気流体力学モデルによって再現されます。
(MHD) 風は角度の主な要因です
継続的な降着を可能にする運動量伝達(Tabone et al. 2022b; Somigliana et al. 2023)。 この中で
フレームワークでは、ディスク集団は初期ディスク サイズと粘度の分布から始まります (Tabone et al.2021）。
磁化された円盤風が、降着とほぼ同じ速度で質量を除去し、その後、駆動することができます。
観測と一致するタイムスケールにわたる円盤の分散 (Blandford & Payne 1982; Cabrit et al. 1999; Bai&ストーン2013; ルシュール 2021)。
MHD 風力モデルは M˙ の減少をうまく再現できますが、
acc と Mdisk の時間の経過、アウトフロー起動メカニズムの明確な区別
内側円盤の現象は依然としてとらえどころのないものである (ジェット、MHD、光蒸発風。最近の総説については、Pascucci et al. 2023 などを参照)。 流出の署名は次の方法で簡単に特定されます。
高分解能分光法により、青方偏移を明らかにします。
原子遷移からの発光線と吸収線、[O I]、[Ne II]、[NII]、[S II]、He I、および C II を含む (Ed Wards et al. 1987; Kwan & Tademaru 1995; Pascucci
& Sterzik 2009; バンザッティら。 2019年; ハファートら。 2020年;徐ら。 2021年; ファングら。 2018、2023a; キャンベル・ホワイト他。 2023年）。 の中心速度と半値幅は、ライン プロファイル。ケプラー管内の平均的な流速と半径方向の位置として解釈できます。
ディスクは通常、原点を区別するために使用されます。
光蒸発風やMHD風で。 例えば、よりコンパクトな放射領域 (r 〜 0.1−0.2 au) は、MHD 風の特徴であると推定されています (Campbell White et al. 2023)。 特に線磁束比 [Ne低速光蒸発風における [II] 12.814 µm および [O I] 6300 ˚A は、暖かい円盤内部の塵からの放出が減少するにつれて増加します (Pascucci et al. 2020)。 ディスク内部のダストの間でも同様の相関が検出されます。
降着生成Lyαの含有量と形態(Arulanantham et al. 2023) および Hα 輝線 (Fang他。 2023a)、相対的な寄与が
MHD と光蒸発風と降着の影響
総質量損失率は時間の経過とともに変化する可能性があります。
原始惑星の円盤風からの空間的に広がったガスの探索により、最近、フェイスオンシステム TW Hya からの [O I] および Lyα 放出が検出されました (Fang et al.
2023b; チャンら。 2023年）。 [O I] 形態は、放射状に閉じ込められた MHD 風のモデルによって再現されます。
塵昇華ゾーン内から発射されますが、Lyα 分布は、両方の内部での H I による降着衝撃からの共鳴散乱と一致しています。
風と円盤そのもの。 の分光天文測定
RU Lupi と AS 205 N の同じトレーサー (Whelan et al.2021) 広角 MHD ディスクの重ね合わせと一致する、より拡張された発光領域を明らかにします。
風 (0 < |v| < 40km / s）と加速するジェット
(90 < |v| < 230km / s）。 ro 振動 H2 線からの空間的に拡張された近赤外線放射もまた、
T Tauriシステムから特定された（Eisloffel et al．2000年; Duchene et al. 2005年; ベックら。 2008年; ベック＆Bary 2019)、青方偏移輝線プロファイルを示した高解像度 1-D 分光法から予想されるとおり
(Beckwith et al. 1978; Bary et al. 2003; Gangi et al.2020年）。 輝線は、T 〜 1800 〜 2300 K と降伏線束の間の温度のガスから発生します。
比率は衝撃励起と一致します (Eisl®offel et al.2000年; ベックら。 2008）。 H2 の回転四重極遷移からの中赤外線放射が検出されました
T 〜 100 〜 200 K の温度で、線を示す
プロファイルは拡張された放射と一致しています (Thi et al.2001年; ビトナーら。 2008）。 それでも、MHD と写真の蒸気風が検出されたものの推進の原因であるかどうかを区別することは、依然として観測上の課題である。
風の放出半径と速度構造が空間的およびスペクトル的に未解決のままであるため、流出します。
近くの星形成領域までの距離 (例: Beck を参照)
他。 2008年; コールマンら。 2024年）。 手がかりは次から得られるかもしれません
[Ne II] の空間分解観測。塵の空洞がなくなると輝線の明るさが増加する
ディスク内と光蒸発による寄与
風がより顕著になります（Pascucci et al. 2020）。
この論文では、空間的に広がった回転 H2、H2O、および CO 放出の検出を報告します。
JWST-MIRI/MRSによるエッジオン原始惑星系円盤、Integral Field Unit (IFU) 観測を使用します。
セクション 2 では、ターゲット、観察、および線画像と連続画像を構築する方法について説明します。
セクション 3 では、分子の形態を比較します。
禁止された原子遷移から輝線へ
H I ハンフリーズ α 放出により、風、ジェット、降着が質量損失の要因であると考えることができます。
同じシステム内で。 また、ライン画像を中赤外線散乱の空間分布と比較します。
伸びた分子の起点を拘束するための光
ガスの排出。 拡張放出の運動学
についてはセクション 4 で説明し、セクション5.で結論を述べます。
図 1. 左: 東 (上) と西 (下) の反射から抽出されたタウ 042021 の 1 次元 MIRI MRS スペクトル
星雲。 円盤の両面から[Ne II]、[Ne III]、[Fe II]からのH2輝線と禁制輝線を検出しました。 H2O
また、11 μm 付近の PAH 放出とともに、CO2 氷吸収も確認されています。 右: ro-振動のスペクトルを拡大
東の反射星雲からの CO、回転振動 H2O、回転 H2O の輝線と LTE スラブ モデルを重ねたもの
シアン (Salyk 2022)。 CO モデルの温度とカラム密度は T = 1500 K、log N = 17.5 cm^−2 です。
、および回転H2O 輝線は T = 850 K、log N = 15.0 と一致します。 ro-振動線は回転モデルで示されています
光束が 20 分の 1 に縮小されます。
図 2. アルマ望遠鏡の 0.89 mm 塵連続体を示すタウ 042021 の MIRI MRS 画像 (左上; Villenave et al. 2020)
H2 S(2) 12.278 μm (右上)、[Ne II] 12.814 μm (左下)、および H I Humphreys α 12.372 μm (下) からの輝線
右) MIRI MRS で検出。 各画像の白い等高線は、12.2 μm における中赤外散乱光の連続体を示しています。
白い破線は、アルマ望遠鏡連続体画像から測定された位置角度を示します（PA = −16°）; ヴィルナベら。 2020年）
。 画像は、背景ノイズと高い S/N の間のコントラストを最大化するために、asinh ストレッチを使用してスケーリングされています。
発生源からの放出。 各パネルの左下隅にあるベージュ色の円は、理論上の平均 FWHM を表します。
PSF。Law et al. で報告された関係から計算されます。 （2023年）。 観察された空間分布は以下と一致しています。
東と西の反射星雲のμm サイズの粒子 (12 μm 連続体)、円盤風 (H2 S(2))、双極ジェット ([Ne II])
降着衝撃やジェットの基部からの散乱光（H I）。ディスクを基準にして。 ジェットの位置角度が〜2.5度傾いていることに注意してください。
図３.CO v = 1 − 0 (左) および H2O v2 = 1 − 0 からの積み重ねられた輝線を示すタウ 042021 の MIRI MRS 線画像
MIRI MRS で検出された遷移。 各画像の白い輪郭は、5.0 における中赤外散乱光の連続体を示しています。
μm。 画像は、背景ノイズと高い S/N の間のコントラストを最大化するために、asinh ストレッチを使用してスケーリングされています。
発生源からの放出。 各パネルの左下隅にあるベージュ色の円は、理論上の平均 FWHM を表します。
PSF。Law et al. で報告された関係から計算されます。 （2023年）。 放射は予想を超えて空間的に拡張される
内側円盤のサイズ r < 1 au、これは円盤表層におけるμm サイズのダスト粒子による散乱と一致する (例: Duch^ene et al.2024年）。
図 4. 11.3 μm PAH 放射の MIRI MRS 画像。空間的には、からの散乱光連続体と同じ位置にあります。
タウ 042021。PAH 放射は、より重い星の周囲の円盤や、より外部からの放射線を受けた円盤で容易に検出されます。
環境 (例: Geers et al. 2006, 2007 を参照) では、M 型星の周囲の円盤内でバンドが検出されることはまれです。 留意すべき点は、
バンドの赤い側の連続体はチャンネル 2 検出器の端を超えているため、
全表面輝度プロファイル。 ここに示されている画像は、特徴が発光のピークに達する単一フレームからのものです。
5. 要約と結論
エッジオン原始惑星系円盤系タウ 042021 における気相放出の JWST MIRI MRS 観測を紹介します。データは空間的に分解されたものを提供します。
気相の原子および分子の発光線のスペクトル画像により、次のことが明らかになります。
• セミオープンのX型MHDディスクワインド
35°±5°の角度、縦に伸ばしてトレース
H2 の回転遷移からの放出 (参照)
また、Duch^ene et al。 2024年);• [Ne II] から放出される平行双極ジェット、
[Ne III]、[Ni II]、[Fe II]、[Ar II]、[S III] (例:Duchene et al. 2014、2024)、開口角あり< 3°;
• 放射状に広がる CO と H2O は、
1 au の内部円盤からの線放射、散乱
ディスク表面の大きな塵粒子を 100au まで評価。
• 各星雲の H I Huα 放射は、以下と一致する。
降着衝撃やジェットの基部からの放出による散乱光。
H2 の放出が光学的に薄いと仮定すると、風は
MH2 〜 5.4 × 10^−7 M⊙ のガス質量を含み、〜 6.5 × 10^−9 M⊙ / 年 の質量流束に相当
Huα 放出は M˙acc = 2 × 10^−11 M⊙/ 年の質量降着率を推定するために使用されました。
私たちは
これは、視線に沿った散乱と消滅、および線放射領域のサイズの不確実な関係により、過小評価される可能性があることに注意してください。 この作品
空間を解決する予期せぬ能力を実証する
大型原始惑星系円盤からの気相輝線
MIRI MRS を使用すると、これが風やジェットによる円盤の質量損失を測定するための強力なツールであることが証明されました。
散乱光を通して内部円盤の下部構造と組成を調査するためのものです。
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