$ { dot {M}} _ { mathrm {flujo de salida}} sim 5.1-10 times {10} ^ {- 3} $

Nosotros presentamos 29SiO (J = 8–7) ν = 0, SiS (J = 19-18) ν = 0 y 28SiO (J = 8–7) ν = 1 observación de archivo de línea molecular hecha con el Atacama Large Millimeter / Submillimeter Array (ALMA) del flujo de salida molecular asociado con Orion Source I. Las observaciones muestran asimetrías de velocidad alrededor del eje de flujo que se interpretan como rotación de flujo de salida. Encontramos que la velocidad de rotación (~ 4-8 km s−1) disminuye con la distancia vertical al disco. Por el contrario, el radio cilíndrico (~ 100-300 au), la velocidad de expansión (~ 2-15 km s−1), y la velocidad axial v con (~ −1–10 km s−1) aumentan con la distancia vertical. La masa estimada del flujo de salida molecular. METRO salida ~ 0,66–1,3 METRO . Dado un tiempo cinemático ~ 130 años, esto implica una tasa de pérdida de masa METRO año−1. Este flujo masivo establece limitaciones importantes en los modelos de viento en disco. Comparamos las observaciones con un modelo de una capa producida por la interacción entre un viento estelar anisotrópico y un flujo de acreción de Ulrich que corresponde a una envoltura molecular giratoria en colapso. Encontramos que los radios cilíndricos del modelo son consistentes con la 29SiO (J = 8–7) ν = 0 datos. Las velocidades de expansión y las velocidades axiales del modelo son similares a los valores observados, excepto por la velocidad de expansión cerca del disco (con ~ ± 150 au). Sin embargo, las velocidades de rotación del modelo son un factor ~ 3–10 más bajas que los valores observados. Concluimos que el flujo de Ulrich por sí solo no puede explicar la rotación observada y se deben explorar otras posibilidades, como la inclusión del momento angular de un disco de viento.

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