Модель потока шампанского

Поток шампанского — это астрофизическое событие, при котором область HII внутри молекулярного облака расширяется наружу, пока не достигнет межзвездной среды. В этот момент ионизированный вырывается водород наружу, как откупоренная бутылка шампанского. Это событие также иногда называют волдырем. ^{[ 1 ]} Область HII создается в результате ионизации недавно образовавшейся звезды (обычно О-звезды ) внутри молекулярного облака.

Модель шампанского, возможно, является одним из первых численных расчетов распространения фронтов ионизации и расширения областей HII, которые не предполагал наличие среды постоянной плотности вокруг массивной возбуждающей звезды . Модель предполагает, что звездообразование происходит в плотном облаке, окруженном межоблачным газом низкой плотности и в равновесии по давлению. Обильный запас УФ-фотонов, генерируемых звездой, быстро создает область HII, и рано или поздно она расширяется. позволяет также ионизировать межоблачный газ. Ионизация нарушает прежний баланс давления между облако и межоблачный газ, так как под полем излучения звезды весь фотоионизированный газ приобретает температуру порядка 10000 К. Таким образом, ионизированный материал облака приобретает избыточное давление, большее, чем давление ионизированного межоблачного газа низкой плотности, и это вызывает сверхзвуковое расширение ионизированного облачного вещества в окружающий газ (поток шампанского). Поток материи из облака позволяет для ионизации большей части исходного облака, поддерживая таким образом дисбаланс давления, который в конечном итоге приводит к полному разрушению родительского облака. Термины «модель шампанского» и «поток шампанского» были придуманы Мексиканский астрофизик Гильермо Тенорио-Тагле в статье 1979 года (Astronomy and Astrophysicals 1979A&A....71...59T). Модель фокусируется на размере, поле скоростей и больших изменениях плотности, наблюдаемых в регионах HII. За этой статьей последовали дальнейшие гидродинамические расчеты в одном и двух измерениях в сотрудничестве с докторами. Питер Боденхаймер, Гарольд В. Йорк и Пит Бедейн см.: 1979ApJ...233…85B.1983A&A...127..313Y, 1979A&A....80..110T, 1982ASSL...93....1T, 1984A&A. ..138..325Y, 1981А&А....98…85Б

Ссылки

^ Франко, Джозеф; Феррини, Фредерик; (Ред), Г. ТЕНОРИО-ТАГЛЕ (10 июня 1993 г.). Звездообразование, галактики и межзвездная среда Издательство Кембриджского университета . п. 241. ИСБН 9780521444125 . {{cite book}}: |last3= имеет общее имя ( справка )

Дальнейшее чтение

Гарай, Гвидо; Лизано, Сусана (1999). «Массивные звезды: их окружающая среда и формирование». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 111 (763): 1049–1087. arXiv : astro-ph/9907293 . Бибкод : 1999PASP..111.1049G . дои : 10.1086/316416 . S2CID 119495055 .
Тенорио-Тагле, Г. (1979). «Газовая динамика регионов HII. I. Модель Шампани». Астрономия и астрофизика . 71 : 59–65. Бибкод : 1979A&A....71...59T .

Эта астрофизике статья, посвященная , незавершена . Вы можете помочь Википедии, расширив ее .

[1] Франко, Джозеф; Феррини, Фредерик; (Ред), Г. ТЕНОРИО-ТАГЛЕ (10 июня 1993 г.). Звездообразование, галактики и межзвездная среда Издательство Кембриджского университета . п. 241. ИСБН 9780521444125 . {{cite book}}: |last3= имеет общее имя ( справка )

[ 1 ]