解读侧向引力不稳定吸积流的观测

分子云或云核/团块的引力坍缩可能导致在新生恒星或星团周围形成几何扁平的旋转吸积流。当气体与恒星质量比很高（例如超过 $\sim$10\%）时，这种吸积流中可能发生引力不稳定性。本文以 OB 星团形成区 G10.6-0.4 为例。我们介绍了其中心超紧凑（UC）H\textsc{ii} 区周围的包含气体质量，探讨了吸积气体的引力稳定性，并概述了观测到的引力不稳定性的潜在特征。G10.6-0.4 上各种分子气体示踪体的位置-速度（PV）图在空间域和速度域一致地表现出不对称性。我们通过对方位不对称气体结构的速度分布进行建模，并直接对 PV 图进行去投影，推断了致密气体吸积流的形态。我们发现在 0.3 pc 半径内，可能需要 1-2 km\,s$^{-1}$ 的下落速度才能解释观测到的 PV 图。此外，PV 图中追踪到的速度分布可以由旋臂状结构来解释，这些结构可能与外部下落的气体纤维状结构相连。我们提出的致密气体结构形态与具有相似气体质量和尺寸的 OB 星团形成区 G33.92+0.11 周围空间可分辨的气体结构非常相似，但后者可能近似处于正面投影。G10.6-0.4 周围的致密气体吸积流表现为 Toomre 不稳定，这与大规模旋臂状结构的存在以及局部气体凝聚的形成相一致。