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日志

 
 

红巨星玉夫 R 在热脉动期间意外地大的质量损失(Maercker 等人 2012)  

2012-10-21 15:09:02|  分类: 外论选译 |  标签: |举报 |字号 订阅

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Nature, 490: 232234, 11 October 2012

快讯

红巨星玉夫 R 在热脉动期间意外地大的质量损失

Unexpectedly large mass loss during the thermal pulse cycle of the red giant star R Sculptoris

梅尔克尔(M. Maercker1,2 *

穆罕默德S. Mohamed3

弗莱明斯W. H. T. Vlemmings4

拉姆施泰特(S. Ramstedt2

格罗尼维根(M. A. T. Groenewegen5

汉弗莱斯(E. Humphreys1

克施鲍姆(F. Kerschbaum6

林德科维斯特(M. Lindqvist4

奥洛夫森(H. Olofsson4

帕拉蒂尼(C. Paladini6

威特科夫斯基(M.Wittkowski1

德格雷戈里奥—蒙萨尔沃I. de Gregorio-Monsalvo7

尼曼L.-A. Nyman7

1 德国加兴欧洲南方天文台(European Southern Observatory, Karl-Schwarzschild-Strasse 2, 85748 Garching, Germany.

2 德国波恩波恩大学阿格兰德台湾研究所(Argelander Institute for Astronomy, University of Bonn, Auf dem Hügel 71, 53121 Bonn, Germany.

3 南非开普敦南非天文台(South African Astronomical Observatory, PO Box 9, Observatory 7935, Cape Town, Western Cape, South Africa.

4 瑞典翁萨拉查尔摩斯工学院地球和空间科学系翁萨拉空间天文台(Onsala Space Observatory, Department of Earth and Space Sciences, Chalmers University of Technology, SE-43992 Onsala, Sweden.

5 比利时布鲁塞尔比利时皇家天文台(Royal Observatory of Belgium, Ringlaan 3, 1180 Brussels, Belgium.

6 奥地利维也纳维也纳大学天体物理系(University of Vienna, Department of Astrophysics, Türkenschanz- strasse 17, 1180 Wien, Austria.

7 智利圣地亚哥联合 ALMA 天文台(Joint ALMA Observatory, Alonso de Córdova 3107, Vitacura, Santiago, Chile.

* E-mail: mmaercke@eso.org

2012 4 20 日收到;2012 8 10 日接受。

 

渐近巨星支恒星玉夫 R 有一个分离的尘埃和气体壳层围绕着 [1,2] 。这个壳层起源于热脉动,即这颗恒星在热脉动期间经历了短时期的质量损失增加 [3,4] 。到目前为止,要从观测上约束热脉动期间和之后的时标和质量损失特性——确定渐近巨星支寿命和由恒星返回的元素数量的一些参数,尚不可能。这里,我们报告了玉夫 R 周围星周包层和壳层的 CO 发射的观测结果,角分辨率为 1.3"。以前认为只是很薄的具有团块结构的球形壳层显露出了还含有旋涡结构。一些与星周包层有联系的旋涡结构以前也曾看到过,得出了这个系统一定是双星的结论 [58] 。把观测数据与流体动力学模拟结合起来,我们得出结论,玉夫 R 是一个双星系统,约在 1,800 年前经历了一次热脉动,持续将近 200 年。大约 3×103 太阳质量的物质以 14.3 千米·秒1 的速度和比脉动前质量损失速率高 30 被左右的速率被抛射。这表明在这次脉动期间和紧接在这次脉动后被返回到星际介质中的质量大约是以前所认为的三倍。

 

红巨星玉夫 R 在热脉动期间意外地大的质量损失(Maercker 等人 2012) - wangjj586 - 星海微萤

 

1.  渐近巨星支恒星玉夫 R COJ = 32)发射 ALMA 早期科学观测结果。图中给出了不同速度的频道的发射。色标给出以每束央斯基计的流量。恒星相对于本地静止标准(LSR)的速度是 vLSR = 19 千米·秒1 。右上角的数字表明了相对于恒星速度的速度,以每秒千米计。在每一个速度的频道内,球形的分离壳层呈现为一个环,在速度等于恒星速度时大小达到最大。这个壳层在速度等于恒星的 vLSR 时在 18.5"处清晰可见,而且有一个旋涡结构把中心的恒星与分离的壳层联系在一起。在所有速度的频道内都可以追踪到这一结构。

 

在阿塔卡马大毫米波与亚毫米波阵(ALMA)的第 0 轮运行期间,使用它以 345 吉赫的 COJ = 32)发射对玉夫 R 周围的分离的壳层作了观测(图 1 《补充信息》)。这些数据清楚地表明,这个分离壳层的中心与玉夫 R 符合得很好,半径为 18.5",并且显露出一个旋涡结构,从中心恒星向外延伸到这个壳层。以前对玉夫 R 的观测呈现出了团块形式的结构。不过,这被解释为壳层本身之中的团块状的物质,而不是解释为壳层内侧的结构 [2]

在任何分离的壳层源中迄今没有观测到清楚的双星伴星信号(一个可能的例外是天鹅 TT 周围的分离壳层 [9] )。然而,在玉夫 R 周围观测到的结构表明了伴星的存在,正是这颗伴星,使得星风形成了旋涡状的壳层结构 [8] 。平滑粒子流体动力学(SPH)模型表明,远距双星伴星可以对星风的结构有显著的影响,导致椭圆的和旋涡状的结构(例如,像在 AFGL 3068 的包层中所观测到的那样)[5,6]

在双星渐近巨星支恒星周围观测到的星周包层的形状依赖于双星系统的物理参数(例如间距和质量比 [10] )、留存在星风上的密度对比、星周包层的温度、视角以及气体的化学成分和激发状况 [11] 。质量损失速率和膨胀速度随时间的变化进一步影响星周包层的结构。因此,观测到的旋涡结构和分离壳层使得我们能够测量这些重要的特性,并且把它们与热脉动直接联系起来。

 

红巨星玉夫 R 在热脉动期间意外地大的质量损失(Maercker 等人 2012) - wangjj586 - 星海微萤

 

2.  玉夫 R 恒星速度 vLSR 处的 COJ = 32)发射。a ,根据恒星的 vLSR 图像得到的方位角与半径关系。方位角由北起算,逆时针增加。b ,恒星的 vLSR 图像。色标给出以每束央斯基计的流量。绿色的线表示对 a 中发射峰值(白色圆圈)的线性拟合。前 2.5 圈几乎平行,具有恒定的间距 2.6"±0.07",表明了最后 2.5 双星周期的膨胀速度是常数(平均而言)。这一今日膨胀速度估计为 10.5 千米·秒–1 ,给出双星周期为 350 年。因此,上述线性拟合可以直接变换为速度的演变(图 3)。对应的旋涡画在恒星的 vLSR 图像上(b)。相对于完美的旋涡的偏差大约为 ±1.5 千米·秒–1 ,表明了有周期为 50 年的小的速度变化。部分的旋臂和弧段把第三圈和第四圈连接了起来,表明了在这两个轨道周期内星风速度有时标约 100 年的较大的变化。

 

星风膨胀速度的任何改变都将影响旋涡的圈间的间距。在图 2 中,这一旋涡从中心恒星向外,可以一直跟踪到分离壳层,一共约为五圈。内侧的 2.5 圈具有几乎恒定的间距,平均距离是 2.6",意味着在最近的 2.5 个轨道周期内膨胀速度基本上是常数。玉夫 R 的今日星风膨胀速度 [3] 给出轨道周期为 torb = 350 年。因此,观测到的发射方位角与半径的关系使得我们可以导出玉夫 R 的星风速度由恒星向外一直到分离壳层的演变(图 3 和《补充信息》)。由此得出的自最近的一次热脉动起的膨胀速度的演变与一些热脉动模型 [4] 一致。不过,观测到的发射意味着膨胀速度以几百年的时标有 ±1.5 千米·秒–1 的变化。观测到的部分旋涡圈和弧段,以及速度高达 19 千米·秒–1 的发射,表明了有短周期的更大的速度变化。

在正经历着热脉动的渐近巨星支恒星所在的双星系统中,还可以建立起球对称的分离壳层,这是由质量损失速率和膨胀速度的短暂增大造成的。然后,与周围运动较慢的物质的碰撞将使得星风改变形状,成为对称的壳层结构。脉动后的质量损失留下了旋涡结构,把分离壳层与中心恒星连接了起来。假定分离壳层球对称膨胀,给出壳层的膨胀速度 vsh = 14.3 千米·秒–1 ,壳层的半径 Rsh = 18.5"(见《补充信息》)。

 

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3.  玉夫 R 周围星风速度与质量损失速率的演变。实线和虚线分别表明速度和质量损失速率随时间的变化。圆点对应于图 2a 中发射峰值的膨胀速度,假定双星周期为 350 年。图中给出了最近一次热脉动开始后速度和质量损失速率的演变。表示速度演变的实线是对数据点的一种拟合,而表示质量损失速率的虚线则是由脉动前、脉动中和今日的质量损失速率给出的约束。这些变化曲线被用作平滑粒子流体动力学模型的输入。质量损失速率的变化曲线形状被选择与观测结果一致。总的速度与热脉动理论模型的推测符合得很好。可是,自最近的一次脉动后,在整个演化中,可见 ±1.5 千米·秒–1 的速度变化,而理论模型仅推测在脉动后不到 200 年内膨胀速度有显著变化 [4] 。理论模型推测旋涡变得越来越宽的速度正比于局部的声速,这也许可以至少部分地解释速度的变化 [8]

 

围绕玉夫 R 的壳层目前的膨胀速度和大小给出了这次热脉动在 1,800 年前结束的上限。采用 350 年的双星周期,我们预料将看到自那次脉动后已经绕了五圈,这与观测到的旋涡是一致的。减速的壳层将意味着自热脉动以来的时间更短,并因此双星周期更短或者旋涡的圈数更少。来自脉动前星风物质的扫移会引起壳层的这种减速。不过,分离壳层膨胀速度略微的减速虽然是可能的,但是我们没有发现明显减速的迹象。这与当前的关于分离的壳层如何在热脉动期间形成的理论是矛盾的 [3,4] 。而且,由于脉动后的质量损失,看来不会有物质堆积在壳层上。

最新的热尘埃发射图像呈现出了分离壳层以及更远的、空间上间隔开的与星迹物质相互作用的区域 [12] ,表明了在脉动前就已经有来自玉夫 R 的星风存在。为了防止很薄的壳层快速扩散,需要有与以前的较为慢速的星风的碰撞发生 [4,13] 。围绕壳层的区域中 CO 谱线的平均强度为脉动前的质量损失速率设置了一个上限,并且它与壳层中 CO 谱线平均强度的比值意味着在热脉动期间质量损失速率的增加超过 10 倍。壳层的总的质量基本上仅仅来自于这个壳层形成期间恒星所损失的质量。估计的壳层中气体的总质量为 2.5×10–3 太阳质量 [3] ,这给出热脉动的质量损失速率在每年 7×10–6 太阳质量和每年 2.5×10–5 太阳质量之间(见《补充信息》),并且意味着脉动前质量损失速率小于每年 10–6 太阳质量。今日的质量损失速率估计为每年 3×10–7 太阳质量 [3] ,也就是说,约为脉动期间的 30 分之一。质量损失速率的这一总的演变与恒星演化模型一致;不过,脉动驱动的质量损失速率与脉动前的质量损失速率之间的比值显著地比模型 [4] 中所得出的高。

 

红巨星玉夫 R 在热脉动期间意外地大的质量损失(Maercker 等人 2012) - wangjj586 - 星海微萤

 

4.  玉夫 R 周围星周结构的 LIME 辐射转移模型。这一模型依据恒星速度的平滑粒子流体动力学模型所得出的结果。这一辐射转移模型的结果已用 CASA(公共天文软件应用)中的“simdata”任务处理,其中使用了 ALMA 0 轮致密位形的技术说明。色标给出以每束央斯基计的流量。整个模型的强度与观测得到的强度匹配得很好,而旋涡的圈圈与圈间物质之间强度对比的变化表明了一种更复杂的质量损失速率的变化。这个双星系统相对于视线的倾角是 90°。关于玉夫 R 的平滑粒子流体动力学模型的动画,见《补充信息》。

 

为了进一步约束玉夫 R 的质量损失速率的演变,我们用 GADGET-2 平滑粒子流体动力学程序的一个修正版本 [14] 模拟这个系统,包括详尽的辐射冷却 [15] 。这个模拟的系统成功地形成了一个分离壳层,包括观测到的旋涡结构(见《补充视频》)。用平滑粒子流体动力学模型模拟的密度、温度和速度结构然后被用作三维辐射转移程序 LIME [16] 的输入量。这个模拟的系统的总的形态与观测结果非常地相似,而亮度分布则很好地再现了观测到的强度(图 4)。我们有效地约束了整个热脉动到现在的时间内质量损失速率的演变(图 3)。假定两次脉动之间的时间是 50,000 年(对于约 14 倍太阳质量恒星的典型值 [17]),并采用我们得出的质量损失速率演变,则两次相继的脉动之间质量损失的 10% 是在热脉动期间排出的,而 40% 是在脉动后前 1,800 年损失的。因此,脉动和紧接在脉动后的阶段在星周包层的形成和化学增丰中起着主要的作用。

被排出的物质中各种化学成分的含量严重地依赖于脉动的物理特性(例如,脉动持续时间和两次脉动之间的质量损失速率)。  脉动持续时间限制了在恒星内部发生的核合成的时间 [18] ,而两次脉动之间的质量损失速率则限制了一颗渐近巨星支恒星将要经历的热脉动的次数 [17] 。这些特性将影响恒星返回到星际介质中的新元素的产量,以及最终导致渐近巨星支阶段的终结。这里给出的观测结果直接对在整个热脉动周期中这些重要的物理参数提供了约束。从根本上说,观测到的旋涡结构使得我们能够从观测上证实模型的结果,并改进我们对热脉动和恒星晚期演化的认识。

 

 

http://www.nature.com/nature/journal/v490/n7419/extref/nature11511-s1.pdf

补充信息

1.  ALMA 观测结果

阿塔卡马大毫米波与亚毫米波阵(ALMA)在 2011 9 月以它的早期科学位形开始运行。在第 0 轮观测期内,ALMA 提供了用 16 12 米天线进行的观测,采用的位形为致密(基线最长为 200 米)和扩展(基线最长为 450 米)。提供了四个频带(分别为 100 245 325 660 吉赫的频带 3 6 7 9)。在采用这种早期的位形的情况下,ALMA 已经是这种类型的最灵敏的干涉仪之一。

对于第 0 轮,我们提出了用频带 3 6 7 观测玉夫 R 周围的分离壳层,以 CO (J = 1-0) CO (J = 2-1) CO (J = 3-2) 发射线为目标(项目编号 ADS/JAO.ALMA #2011.0.00131.S)。谱的这种设置还允许我们观测 CN (N = 1-0)(频带 3)、SiO (J = 5-4)(频带 6)、以及 13CO (J = 3-2) H13CN (J = 4-3) CS (J = 7-6)(频带 7)的谱线。第一组数据,在通过了 ALMA 联合天文台(JAO)的品质担保以后,于 2011 12 月传送到欧洲 ALMA 区域中心(ARC)。这里我们给出了频带 7 CO (J = 3-2) 观测结果。全部观测结果将在今后的论文中给出。

频带 7 的数据是在 2011 10 34 日和 1819 日以致密位形获取的。四个 1.875 吉赫的频谱窗口和 3840 个频道调谐在 345.1 吉赫、343.3 吉赫、331.1 吉赫和 333.0 吉赫,覆盖了 345.795 吉赫处的 CO (J = 3-2) 谱线,以及 13CO (J = 3-2)330.587 吉赫)、H13CN (J = 4-3)345.340 吉赫)和 CS (J = 7-6)342.882 吉赫)的谱线。

玉夫 R 周围的整个壳层用一个 45 点的拼接网格覆盖,覆盖了一个 50"×50"的区域。CO (J = 3-2) 观测的波束为 1.3"×1.0",其方位角为 91 度。总的观测时间(包括校准)是 6 小时。

数据使用公共天文软件应用(CASA)软件包归算。初始校准包括根据水蒸气辐射计监测和改进后的天线位置施加相位校正,以及一个手动延迟校准。随后的带通校准用类星体 3C454.3 进行。幅度校准通过从海王星到相位校准星 J0137-245 的自举完成,而最后,用 J0137-245 确定的幅度和相位校准解被应用于玉夫 R 。成像使用 CASA 清洁算法完成,其中所用的数据被平滑为 0.5 千米·秒–1 的速度分辨率。被归算数据体的噪声水平是 44 毫央斯基/束。

2. 热脉动和分离壳层之间的联系

热脉动和分离壳层之间的联系是随着碳星盾牌 S 周围气体薄壳层的首次发现提出来的 [1] 。一次对于 600 秒差距内所有碳星的巡天发现,所有源的 10% CO 发射呈现出分离壳层。一个膨胀的 CO 薄壳层的寿命估计为 10,000 年。由于两次脉动之间的时间为 100,000 年,上述统计结果与分离壳层由热脉动期间很高的质量损失速率生成的情景 [2,3] 是一致的。最后,流体动力学模型表明,由于热脉动期间质量损失速率和膨胀速度的增加而生成一个膨胀的气体薄壳层确实是可能的 [4,5] 。为了形成这样一个壳层,需要膨胀速度增加得足够高。两次热脉动之间膨胀速度的变化一般很小(12 千米·秒–1[4] ,不足以形成观测到的分离壳层。热脉动期间的光度的增加提高了尘埃颗粒上的辐射压强,并因此提高了星风的膨胀速度。因此很可能,观测到的围绕碳星的分离的气体壳层是由热脉动期间质量损失速率和膨胀速度的变化造成的。

3. 速度和质量损失速率演变的测量

导出的膨胀速度的演变强烈地依赖于导出的双星系统的周期。图 2 表明了前 2.5 圈几乎平行。对于这几圈,对观测到的发射峰值强度的拟合之间的距离,等于 2.6"±0.07"(在 290 秒差距的距离处对应于 1.13×1016 厘米±0.3×1016 厘米)。于是,采用今日的膨胀速度(由 HCN 发射线建模确定 [6]),给出周期为 350±10 年。HCN 包层的大小为 1016 厘米量级。以 10.5 千米·秒–1 的速度,物质到达外侧的 HCN 包层平均将化 300 年。因此,HCN 发射探测的区域覆盖的时标大于在 ALMA 观测结果中所看到的速度变化的时标,并且将给出这个区域平均膨胀速度的测量值。因此,我们得出结论,用 HCN 发射线测得的膨胀速度也是最近 2.5 双星周期内平均膨胀速度的很好的估计。

为了确定壳层的膨胀速度和半径,我们测量了每个速度频道的壳层投影大小(图 S1)。半径的确定是以中心在恒星位置的径向轮廓按方位角取平均值。采用以恒定速度膨胀的球对称壳层拟合,得出壳层大小为 Rsh = 18.5",膨胀速度为 vsh = 14.3±0.5 千米·秒–1

根据 12CO 发射线建模 [6] ,壳层的总质量估计为 2.5×103 M 。脉动期间的质量损失速率通过脉动持续时间确定。为了建立一个形状不受双星系统影响的球形壳层,脉动持续时间的上限按双星周期取为 350 年。这个壳层用 1.3"×1.0"的 ALMA 波束勉强地可以分辨。对于 14.3 千米·秒–1 的速度和 290 秒差距的距离,这给脉动持续时间设置了一个下限,为 100 年。 因此, 由此得出的脉动时的质量损失速率在 7×106 M 1 2.5×105 M 1 之间。脉动前和脉动后的质量损失速率将影响旋涡结构中和壳层中峰值发射之间的比值。因为我们没有在分离壳层的外侧检测到旋涡结构,所以这位脉动前的质量损失速率设置了一个上限。不过,分离壳层外侧分子气体观测结果的缺失,也许也是一种激发的影响,以及(或者是)由星际紫外辐射场造成的 CO 的离解。类似地,CO 发射依赖于星周的化学状况以及辐射激发的具体情况,并因此也许不能直接解释为总的密度分布。一种额外的不确性是由于缺失零间隔的观测结果而造成流量未能分辨出来的可能性。 阿塔卡马探路者实验(APEX)对玉夫 R 的单天线观测结果表明,在 ALMA 的数据中的确缺失了某些延展的流量。不过,脉动前的质量损失应该会通过双星的伴星影响旋涡的形状,因此导致大小尺度能被我们的 ALMA 观测结果检测到的结构。同样,在热脉动后质量损失速率的演变受到旋涡圈与圈间介质之间对比的约束,并且也许会受到大尺度上的分辨率效应的影响。这种未能分辨出来的流量的影响将在今后使用全部数据的论文中详细讨论。今日的质量损失速率以 HCN 发射线的模型为基础 [6] 。这些观测结果,虽然在数值上依赖于 HCN H2 的比值,但是具有只需要探测今日的星风这个优点,因此对这些发射线的拟合并不会因来自分离壳层的发射而复杂化。

导出的双星间距是 60 天文单位,并且伴星将不会影响玉夫 R 本身的热脉动特性,而仅仅影响星风的形状。因此,导出的热脉动特性对于单星也是正确的。

 

红巨星玉夫 R 在热脉动期间意外地大的质量损失(Maercker 等人 2012) - wangjj586 - 星海微萤

 

补充图 S1.  壳层的投影大小与视向速度(相对于恒星速度)之间的关系。每一速度频道的分离壳层大小用径向轮廓对所有方位角取平均测量得到。用空心圆圈给出的点表示分离壳层能清楚地与其他的结构区分开的地方的测量结果,而在速度的两个极端(实心圆斑)则不同的结构合并在了一起。虚线表示对空心圆圈的拟合,其中假定壳层为球对称、以恒定速度膨胀。这一拟合给出的壳层大小为 18.5",而膨胀速度则为 14.3 千米·秒–1

 

4. 三维流体动力学和辐射转移模型

我们采用间距为 60 天文单位、主星和伴星质量分别为 1.6 M [7] 0.25 M 的双星系统作为模型。这一模型使用平滑粒子流体动力学(SPH),这是一种用粒子来代表流体的拉格朗日方法 [8,9,10] 。我们使用 GADGET-2 平滑粒子流体动力学程序,其中的动量方程根据一种熵的公式体系导出,在这种公式体系中,通过公式的构建,使得熵、能量和动量守恒 [11] 。还包括了为捕捉激波所需的粘滞项和气体的引力 [12] 。这些粒子具有适当的平滑化长度,并各自以适当的时间步长演化,获得更好和更有效地空间和时间分辨率。我们通过例如 H2 CO H2O 的转动跃迁和振动跃迁把冷却和加热纳入,还包括了 H2 的离解冷却和再形成加热、气体颗粒冷却、加热以及包括非平衡态影响的原子冷却函数 [13,14]

平滑粒子流体动力学模拟的结果被用于作为三维辐射转移建模的输入量,这一建模使用 LIME 进行,这是一种对于毫米波段和远红外波段的灵活的、非局部热动平衡谱线激发和辐射转移方法 [15] 。我们采用恒定的 CO 丰度,相对于 H2 1×10 3(对于碳星而言的典型值 [16,17])。这些平滑粒子流体动力学模拟的结果被网格化为 40 天文单位的分辨率,它们进而被外推到伏龙诺伊(Voronoi)网格。温度、密度和速度直接取自平滑粒子流体动力学模型,采用 0.6 千米·秒–1 的湍动线宽。辐射转移计算使用 CO 最低的 40 个能级。

 

 

http://www.nature.com/nature/journal/v490/n7419/extref/nature11511-sv1.mov

补充视频 *



* 这里给出的仅是这一视频的一幅截图,需要观看视频的读者请按上述网址自行搜索。——译注

 

 

红巨星玉夫 R 在热脉动期间意外地大的质量损失(Maercker 等人 2012) - wangjj586 - 星海微萤

 

在玉夫 R 周围星周抛射(CSE)在 2,200 年内演变的平滑粒子流体动力学(SPH)模型的动画。我们建立了一个双星系统的模型,其中的渐近巨星支(AGB)恒星正经历着热脉动。 玉夫 R 的质量被取为 1.6 M [7] ,  而在内侧的旋涡圈中观测到的密度对比表明伴星质量为 0.25 M [18] 。采用圆形的轨道和导出的轨道周期,得出双星间距为 60 天文单位。膨胀速度的演变直接由观测结果导出。星风粒子以图 3 中所示的质量损失速率在渐近巨星支恒星表面注入。星风形成旋涡状结构的过程清晰可见。在 t = 0 年,渐近巨星支恒星正经历一次热脉动,形成了一个膨胀着的分离壳层。脉动后的质量损失继续形成一个旋涡状的结构,把分离壳层与中心恒星连接起来。在 t 2,000 年,这个系统已经形成了一个分离壳层和旋涡结构,就像在阿塔卡马大毫米波与亚毫米波阵(ALMA)的观测结果中观测到的那样。这一观测到的结构依赖于双星系统相对于视线的倾角,在这一动画中这个角度等于 90°。不过,直到相对于视线的倾角达到 2030°,都将能观测到完整的旋涡结构。

 

(原文中的致谢和引用的参考文献目录从略,需要者请检索原文。译文仅供学习交流,严禁出版和商业使用。)

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