Observer les flux protostellaires dans le nuage d'Orion B

Cet article parle de l'écoulement protostellaire lié à une région appelée HH270mms1 située dans le nuage moléculaire d'Orion B. On se concentre sur la façon dont on a observé différentes parties de l'écoulement en utilisant une technologie d'imagerie avancée appelée ALMA. Comprendre cet écoulement peut nous donner des idées sur comment les étoiles se forment et évoluent.

#Observations

On a effectué des observations de lignes moléculaires dans la région HH270mms1 et on a trouvé des émissions qui montrent comment le gaz se déplace. Il y a quatre parties principales de l'écoulement, qui sont classées par leur vitesse : faible, intermédiaire et haute. En plus, il y a du gaz qui se déplace lentement et qui est entraîné avec les écoulements plus rapides.

On a remarqué que les flux plus rapides ont des structures bien définies, tandis que les flux à plus basse vitesse les englobent. Cet écoulement qui entoure est important car il contient des nœuds de gaz, ce qui indique qu'il y a des rafales d'activité répétées provenant de l'étoile proche, créant ces structures en motifs.

En utilisant nos observations, on a détecté des changements de vitesse perpendiculaires à la direction principale de l'écoulement pour les flux faibles et intermédiaires. On a identifié que le gaz dans l’enveloppe et le disque entourant la protostar tourne aussi. Cette rotation est alignée avec le mouvement de l'écoulement, suggérant une relation directe.

Analyser les caractéristiques des écoulements nous a permis d'estimer d'où ils ont commencé. On a déterminé les points de départ pour les vitesses basses et intermédiaires, et même si on n'a pas vu de rotation dans les jets, on a pu dériver un point de départ estimé pour eux basé sur leurs vitesses observées.

#Contexte sur les Écoulements Protostellaires

Les écoulements protostellaires ont été l'objet d'études pendant de nombreuses années, particulièrement durant les premières phases de formation des étoiles. Dans divers exemples à travers l'univers, on observe plusieurs composants d'écoulement, où les écoulements à basse vitesse s'étendent souvent sur une large zone tandis que les jets à haute vitesse sont plus orientés.

Les chercheurs ont proposé des modèles simples qui expliquent comment ces écoulements se forment et se comportent. Cependant, les mécanismes réels qui entraînent ces flux restent un sujet de discussion. Il y a deux théories principales : le modèle de vent X et le modèle de vent de disque.

Dans le modèle de vent X, un jet puissant apparaît près de l'étoile et entraîne le gaz environnant, créant des composants plus lents. En revanche, le modèle de vent de disque suggère que les flux proviennent de l'ensemble du disque qui entoure l'étoile, conduisant à différentes vitesses selon l'endroit dans le disque où ils sont créés.

Pour comprendre ce qui entraîne les écoulements protostellaires, il est essentiel d'examiner leurs zones de lancement et la quantité de Moment angulaire impliqué. Les différences dans le moment angulaire prévu entre les deux théories mettent en évidence leurs prédictions contrastées concernant le comportement des écoulements.

Des simulations récentes de noyaux de nuages en effondrement soutiennent l'idée que les flux à basse vitesse viennent de la zone extérieure du disque. Des jets à plus haute vitesse émergent plus près de l'étoile, entraînés par des forces magnétiques.

Certaines observations ont confirmé ces théories en montrant plusieurs composants d'écoulements avec des rotations dans des régions spécifiques. Cependant, davantage d'études sont nécessaires pour saisir le tableau d'ensemble de la façon dont ces écoulements protostellaires fonctionnent.

#Notre Cible : HH270mms1

HH270mms1 est située dans la région L1617 du nuage moléculaire d'Orion B. Au départ, elle avait été nommée dans des études passées, bien qu'elle ne soit pas directement liée à l'objet Herbig-Haro HH270. Cette cible a d'autres identifiants, y compris IRAS 05487+0255 et VLA 2.

Dans nos observations, on a résolu deux sources dans la zone, qu'on a appelées HH270mms1-A et HH270mms1-B. On a documenté leurs mouvements et trouvé une activité significative dans le gaz qui les entoure.

Les observations de HH270mms1 ont révélé une zone étendue de nuages de gaz et une source ponctuelle. On a noté que l'écoulement de CO de cette région avait été rapporté auparavant, mais des observations détaillées spécifiques à HH270mms1 manquaient jusqu'à présent.

#La Structure de l'Écoulement

On a découvert que la structure de l'écoulement de HH270mms1 se compose de plusieurs composants caractérisés par leur vitesse. Les flux à haute et intermédiaire vitesse sont entourés par les écoulements à basse vitesse plus larges.

En analysant les données, on a trouvé des nœuds distincts dans les flux, qui se rapportent à des éjections massiques épisodiques de HH270mms1-A. Cette découverte suggère que la protostar connaît des rafales d'activité à des intervalles relativement réguliers, ce qui mène à la formation de nœuds.

Nos observations ont montré qu'à mesure qu'on s'éloignait de la source, les flux à basse vitesse avaient tendance à s'élargir, tandis que les jets à haute vitesse restaient plus allongés. Ce modèle confirme certaines prédictions faites par des modèles théoriques concernant le comportement des écoulements.

#Estimation des Quantités Physiques

Pour comprendre les propriétés de l'écoulement, on a mesuré la masse, le moment et la sortie d'énergie. En supposant certaines conditions pour le gaz, on a dérivé des valeurs qui indiquent combien de masse est perdue dans l'écoulement et à quel point l'écoulement est fort.

On a aussi examiné les angles auxquels les écoulements se produisent et mesuré les distances impliquées. Pour les différents composants, on a dérivé diverses quantités physiques pour donner une image plus claire de la dynamique de l'écoulement.

#Le Rôle de la Rotation

Les observations ont indiqué que non seulement les écoulements ont des composants de vitesse distincts, mais ils exhibent aussi une rotation. On a confirmé que cette rotation correspond au mouvement observé dans l’enveloppe environnante et le disque de gaz autour de la protostar.

Cette connexion aide à renforcer l'idée que les écoulements sont étroitement liés à la dynamique du disque. De plus, on a pu montrer comment les changements de vitesse se produisaient à mesure qu'on s'éloignait de la source.

En revanche, on n'a pas observé de motifs de rotation similaires dans les composants à haute vitesse. La résolution de notre imagerie a peut-être limité notre capacité à détecter pleinement ces caractéristiques.

#Moment Angulaire et Rayons de Lancement

En utilisant les informations recueillies, on a estimé les régions de lancement des écoulements. Les composants extérieurs à basse vitesse ont été trouvés émerger à des distances qui correspondent bien aux emplacements prévus dans le contexte du modèle de vent de disque.

Avec les données qu'on a, on peut aussi spéculer sur les aspects du moment angulaire de l'écoulement. Les quantités spécifiques de moment angulaire liées aux flux faibles et intermédiaires ont été estimées, montrant un modèle cohérent avec les attentes basées sur les théories existantes.

#Directions Futures et Implications

Les découvertes faites en observant HH270mms1 offrent une vue détaillée de comment les écoulements protostellaires peuvent fonctionner. Notre travail suggère que ces écoulements peuvent fournir une occasion unique d'étudier les processus de formation des étoiles.

Les motifs observés dans les jets et écoulements soulèvent des questions sur leur lien avec le disque circumstellaire et le rôle que joue l'instabilité gravitationnelle dans le déclenchement de ces écoulements.

Les enquêtes futures devront se concentrer sur la compréhension de la façon dont ces interactions complexes affectent l'environnement plus large autour des systèmes protostellaires. On espère également mettre en œuvre des imageries haute résolution pour identifier des structures plus petites et confirmer des théories concernant les écoulements imbriqués.

Des observations haute résolution pourraient révéler des structures en anneau autour du disque et montrer comment le champ magnétique influence la dynamique alors que le gaz est expulsé de la protostar.

En observant des systèmes similaires, on peut identifier les écoulements imbriqués plus précisément et évaluer comment les disques protostellaires peuvent affecter la formation des étoiles. Cela pourrait mener à des idées plus larges sur la nature de la formation des étoiles à travers l'univers.

#Conclusion

L'étude de l'écoulement de HH270mms1 révèle les processus complexes qui gouvernent la formation des étoiles. Avec des observations détaillées, on a posé les bases pour comprendre la dynamique des écoulements imbriqués et leur connexion avec le disque circumstellaire. Alors que la recherche continue, on espère rassembler les nombreux aspects de comment des étoiles comme notre Soleil prennent forme, entraînées par des flux de gaz et des interactions magnétiques dans le cosmos.