円盤風

天文学において、円盤風とは、主に原始惑星系円盤^{[ 1 ] [ 2 ]}や活動銀河核（AGN）^{[ 3 ] [ 4 ]}の周囲で観測される降着円盤の周囲に見られる粒子流出のことである。円盤風はガス成分と塵成分から構成されている^{[ 1 ]} 。特にエッジオンの原始惑星系円盤では、この円盤風を直接画像化することができる^{[ 5 ] [ 6 ] 。}

Bajaj ら^{[ 7 ]}がジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡で解像したT Chamaeleontis の円盤、原始星、原始惑星、円盤の巻きのスケッチ (側面図) 。

タウ042021とその構成要素を異なる色で示します。コリメートされたジェットは赤、ディスク風は緑、ディスクは青、そして暗い吸収帯です。ディスク風は2つの論文で発見されました。^{[ 8 ] [ 9 ]}

円盤風は、高速で狭いコリメートされたジェットが、より低速で広い円盤風に囲まれた入れ子構造として現れることが多い。この広い円盤風は、分子輝線で検出されることが多い。中心の星または原始星、あるいは降着過程は、遠紫外線からX線までの高エネルギー光子を放出している。これにより、円盤内のガスと塵が電離され、加熱される。この物質は、まず磁気回転不安定性（MRI）によって放出される。物質は磁気遠心プロセスによって吹き飛ばされ、このモデルでは、この風を磁気流体力学的風（MHD風）として記述している。MHD風の重要な機能の1つは、円盤と原始星から角運動量を運び去ることである。MHD風が星から脱出できない場合、星の赤道領域に落下し、物質の降着に寄与する可能性がある。^{[ 5 ]}研究によると、円盤風は若い恒星天体の降着に大きく寄与している。^{[ 10 ]}後期段階では、円盤風は原始惑星系円盤の分散方法として考えられています。これらのモデルでは、風は熱的に駆動され、角運動量の除去には関与しない光蒸発風（PE風）として記述されています。このモデルでは、円盤表面は光子によって加熱され、風の中で蒸発します。しかし、ほとんどの広角低速円盤風はMHD風と一致しており、狭いジェットよりも質量損失率が大きくなっています。システムがクラスII天体に進化するにつれて、ジェットは見えにくくなり、MHD風はPE風に移行します。同時に、恒星への物質の降着は減少します。^{[ 5 ]}

円盤風は原始惑星系円盤の固体成分にも影響を与え、この領域での惑星形成にも影響を及ぼします。円盤風は主に円盤からガスを除去しますが、塵粒子も円盤から吹き飛ばされます。これにより、塵対ガス比が増加し、固体粒子の形成が促進され、その後微惑星の形成につながります。典型的な原始惑星系円盤では、低質量の惑星は円盤との重力相互作用により内側に移動します。内側円盤の密度の低下は、この領域での惑星の移動を遅らせたり、阻止したり、逆転させたりする可能性があります。^{[ 5 ]}

特にアタカマ大型ミリ波サブミリ波干渉計による観測は、過去にこれらの円盤風の解明に役立ってきた。^{[ 5 ]}しかし、ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡は、すでに複数の分子円盤風の解明に貢献している。^{[ 8 ] [ 9 ] [ 6 ] [ 11 ] [ 7 ]} HD 163296のような正面向きの円盤では、円盤風は赤外線過剰と星の前を通過する塊によって検出できる。 ^{[ 12 ]}

超大質量ブラックホール(SMBH)の周囲の流出は、高速でコリメートされたジェットと、低速 (光速の20% 以下) だが質量が大きい円盤風に分類できます。これらの円盤風は、特に一部の AGN の広幅吸収線で見られ、広幅吸収線クエーサー(BALQSO) と呼ばれています。これらの円盤風の駆動として、いくつかのメカニズムが提案されています。1 つのアイデアは、「線駆動型」円盤風です。このシナリオでは、SMBH の近くの円盤で生成された UV 光子が、強い共鳴線によって散乱されます。このような線は、BALQSO の UV スペクトルで多数観測されています。^{[ 4 ]}この円盤風は、円盤の平面内で膨張しています。^{[ 3 ] [ 4 ]}

恒星質量ブラックホールGRO J1655-40などの他の天体の周囲でも円盤風が発見されており、^{[ 13 ]}ブラックホールX 線連星系では円盤風が見られ、^{[ 14 ]}キロノバでも円盤風が発生すると考えられている。^{[ 15 ]}

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