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Flujo de salida bipolar

La Nebulosa Boomerang es un excelente ejemplo de un flujo bipolar. Crédito de la imagen: NASA, STScI. Un flujo bipolar está formado por dos flujos continuos de gas procedentes d...

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La Nebulosa Boomerang es un excelente ejemplo de un flujo bipolar. Crédito de la imagen: NASA, STScI.

Un flujo bipolar está formado por dos flujos continuos de gas procedentes de los polos de una estrella. Los flujos bipolares pueden estar asociados a protoestrellas (estrellas jóvenes en formación) o a estrellas post-AGB evolucionadas (a menudo en forma de nebulosas bipolares ).

Protoestrellas

En el caso de una estrella joven, el chorro bipolar es impulsado por un chorro denso y colimado. [1] Estos chorros astrofísicos son más estrechos que el chorro y muy difíciles de observar directamente. Sin embargo, los frentes de choque supersónicos a lo largo del chorro calientan el gas dentro y alrededor del chorro a miles de grados. Estas bolsas de gas caliente irradian en longitudes de onda infrarrojas y, por lo tanto, pueden detectarse con telescopios como el Telescopio Infrarrojo del Reino Unido (UKIRT). A menudo aparecen como nudos o arcos discretos a lo largo del haz del chorro. Suelen llamarse choques de proa molecular, ya que los nudos suelen ser curvados como la ola de proa en la parte delantera de un barco.

Aparición

Por lo general, los choques de arco molecular se observan en emisiones rovibratorias provenientes del hidrógeno molecular caliente. Estos objetos se conocen como objetos de línea de emisión de hidrógeno molecular o MHO.

Los flujos bipolares suelen observarse en la emisión de moléculas de monóxido de carbono caliente con telescopios de ondas milimétricas como el telescopio James Clerk Maxwell , aunque se pueden utilizar otras moléculas traza. Los flujos bipolares se encuentran a menudo en nubes densas y oscuras. Suelen estar asociados a las estrellas más jóvenes (edades inferiores a 10.000 años) y están estrechamente relacionados con los arcos de choque moleculares. De hecho, se cree que los arcos de choque barren o "arrastran" gas denso de la nube circundante para formar el flujo bipolar. [2]

Los chorros de estrellas jóvenes más evolucionadas ( las estrellas T Tauri ) producen arcos de choque similares, aunque son visibles en longitudes de onda ópticas y se denominan objetos Herbig-Haro (objetos HH). Las estrellas T Tauri suelen encontrarse en entornos menos densos. La ausencia de gas y polvo circundantes significa que los objetos HH son menos eficaces para arrastrar gas molecular. En consecuencia, es menos probable que se asocien con flujos bipolares visibles.

La presencia de un chorro bipolar muestra que la estrella central todavía está acumulando material de la nube circundante a través de un disco de acreción . El chorro alivia la acumulación de momento angular a medida que el material cae en espiral hacia la estrella central a través del disco de acreción. El material magnetizado en estos chorros protoplanetarios está rotando y proviene de una amplia zona del disco protoestelar. [1]

Los chorros bipolares también son expulsados ​​de estrellas evolucionadas, como nebulosas protoplanetarias , nebulosas planetarias y estrellas post-AGB . Imágenes directas de nebulosas protoplanetarias y nebulosas planetarias han mostrado la presencia de chorros expulsados ​​por estos sistemas. [2] [3] Grandes campañas de monitoreo espectroscópico de velocidad radial han revelado la presencia de chorros o salidas de alta velocidad de estrellas post-AGB. [4] [5] [6] El origen de estos chorros es la presencia de un compañero binario, donde la transferencia de masa y la acreción en una de las estrellas conducen a la creación de un disco de acreción, del cual se expulsa materia. La presencia de un campo magnético causa la eventual expulsión y colimación de la materia, formando un chorro o flujo bipolar.

En ambos casos, los flujos bipolares están compuestos principalmente de gas molecular. Pueden viajar a decenas o incluso a cientos de kilómetros por segundo y, en el caso de las estrellas jóvenes, extenderse a lo largo de un pársec .

Efusión galáctica

Los flujos moleculares galácticos masivos pueden tener las condiciones físicas, como altas densidades de gas, para formar estrellas. Este modo de formación estelar podría contribuir a la evolución morfológica de las galaxias. [7]

Imagen infrarroja de un chorro bipolar. El chorro está impulsado por una estrella joven y masiva que fue identificada por primera vez como una fuente de radio y catalogada como " DR 21 ". El chorro en sí se conoce como chorro DR21 o MHO 898/899. Crédito de la imagen: Chris Davis, UKIRT/Joint Astronomy Centre

Véase también

Referencias

  1. ^ Pudritz, Ralph E.; Ray, Tom P. (2019). "El papel de los campos magnéticos en los flujos protoestelares y la formación estelar". Fronteras en Astronomía y Ciencias del Espacio . 6 : 54. arXiv : 1912.05605 . Bibcode :2019FrASS...6...54P. doi : 10.3389/fspas.2019.00054 . ISSN  2296-987X.
  2. ^ Sahai, R.; Zijlstra, A.; Sánchez Contreras, C.; Morris, M. (1 de marzo de 2003). "Una nebulosa protoplanetaria bipolar helada con chorros nudosos: IRAS 22036+5306". The Astrophysical Journal Letters . 586 (1): L81–L85. Bibcode :2003ApJ...586L..81S. doi : 10.1086/374582 . ISSN  0004-637X.
  3. ^ Livio, Mario (2000). "Chorros en nebulosas planetarias". Nebulosas planetarias asimétricas II: desde los orígenes hasta las microestructuras . 199 : 243. Bibcode :2000ASPC..199..243L.
  4. ^ Gorlova, N.; Van Winckel, H.; Jorissen, A. (1 de enero de 2012). "Transferencia de masa en dos sistemas binarios post-AGB con discos polvorientos". Open Astronomy . 21 (1–2): 165. Bibcode :2012BaltA..21..165G. doi : 10.1515/astro-2017-0371 . ISSN  2543-6376.
  5. ^ Gorlova, N.; Van Winckel, H.; Ikonnikova, NP; Burlak, MA; Komissarova, GV; Jorissen, A.; Gielen, C.; Debosscher, J.; Degroote, P. (12 de junio de 2015). "IRAS 19135+3937: una variable SRd como binaria interactuante rodeada por un disco circumbinario". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 451 (3): 2462–2478. arXiv : 1505.04264 . Código Bibliográfico :2015MNRAS.451.2462G. doi : 10.1093/mnras/stv1111 . ISSN  1365-2966.
  6. ^ Bollen, Dylan; Van Winckel, Hans; Kamath, Devika (noviembre de 2017). "Creación de chorros en sistemas binarios post-AGB: el disco de acreción circuncompañero alrededor de BD+46°442". Astronomía y Astrofísica . 607 : A60. arXiv : 1708.00202 . Código Bibliográfico :2017A&A...607A..60B. doi :10.1051/0004-6361/201731493. ISSN  0004-6361. S2CID  119268057.
  7. ^ Maiolino, R.; Russell, HR; Fabian, AC; et al. (2017). "Formación estelar dentro de un flujo galáctico". Nature . 544 (7649): 202–206. arXiv : 1703.08587 . Bibcode :2017Natur.544..202M. doi :10.1038/nature21677. ISSN  0028-0836. PMID  28346938. S2CID  4456916.
  1. ^ Reipurth B., Bally J. (2001), "Flujos de Herbig-Haro: sondas de la evolución estelar temprana", Annual Review of Astronomy and Astrophysics , vol. 39, pág. 403-455
  2. ^ Davis CJ, Eisloeffel J. (1995), "Imágenes en el infrarrojo cercano en H2 de flujos moleculares (CO) de estrellas jóvenes", Astronomy and Astrophysics , vol. 300, pág. 851-869.
  3. ^ Kwok S. (2000), El origen y la evolución de las nebulosas planetarias , Cambridge Astrophysics Series, Cambridge University Press.
  4. ^ Chen Z., Frank A., Blackman EG, Nordhaus J. y Carroll-Nellenback J., (2017), " Transferencia de masa y formación de discos en sistemas binarios AGB ", Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society, https://doi.org/10.1093/mnras/stx680
  • Catálogo general de objetos de Herbig-Haro
  • Catálogo de objetos con líneas de emisión de hidrógeno molecular en los flujos de estrellas jóvenes: Catálogo MHO
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