Modelo de flujo de champán

Un flujo de champán es un evento astrofísico en el que una región HII dentro de una nube molecular se expande hacia afuera hasta alcanzar el medio interestelar. En ese punto, el gas de hidrógeno ionizado explota hacia afuera como una botella de champán descorchada. Este evento también se conoce a veces como ampolla. ^{[ 1 ]} Una región HII se crea por la ionización de una estrella de reciente formación (generalmente una estrella de tipo O ) dentro de una nube molecular.

El modelo de champán es quizás uno de los primeros cálculos numéricos de la propagación de frentes de ionización y de la expansión de regiones HII que no asumió un medio de densidad constante alrededor de la estrella masiva excitadora . El modelo supone que la formación estelar tiene lugar en una nube densa, rodeada y en equilibrio de presión con un gas inter-nube de baja densidad. El abundante suministro de fotones UV generados por la estrella establece rápidamente una región HII y la expansión de esta, tarde o temprano, permite también la ionización del gas inter-nube. La ionización altera entonces el equilibrio de presión anterior entre la nube y el gas inter-nube, ya que bajo el campo de radiación estelar todo el gas fotoionizado adquiere una temperatura del orden de 10 000 K. De esta forma, el material ionizado de la nube adquiere una presión excesiva, una presión mayor que la del gas inter-nube ionizado de baja densidad, lo que provoca la expansión supersónica de la materia ionizada de la nube en el gas circundante (el flujo de champán). La salida de materia de la nube permite la ionización de una porción mayor de la nube original, manteniendo así el desequilibrio de presión que finalmente conduce a la completa disrupción de la nube madre. Los términos modelo de champán y flujo de champán fueron acuñados por el astrofísico mexicano Guillermo Tenorio-Tagle en un artículo de 1979 (Astronomy and Astrophysics 1979A&A....71...59T). El modelo se centra en el tamaño, el campo de velocidad y las grandes variaciones de densidad observadas en las regiones HII. Este artículo fue seguido por cálculos hidrodinámicos adicionales en una y dos dimensiones, en colaboración con los Dres. Peter Bodenheimer, Harold W. Yorke y Piet Bedijn véase: 1979ApJ...233…85B.1983A&A...127..313Y, 1979A&A....80..110T, 1982ASSL...93….1T, 1984A&A...138..325Y, 1981A&A....98…85B

• Garay, Guido; Lizano, Susana (1999). "Estrellas masivas: su entorno y formación". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 111 (763): 1049– 1087. arXiv : astro-ph/9907293 . Bibcode : 1999PASP..111.1049G . doi : 10.1086/316416 . S2CID 119495055 . 
• Tenorio-Tagle, G. (1979). "La dinámica de gases de las regiones HII. I. El modelo Champagne". Astronomía y Astrofísica . 71 : 59–65 . Bibcode : 1979A & A....71...59T .