Bipolar outflow

Bipolar outflow

Bipolární výtok zahrnuje dva nepřetržité proudy plynu z pólů hvězdy. Bipolární výrony mohou být spojeny s protohvězdami (mladé, tvořící se hvězdy) nebo s vyvinutými hvězdami po AGB (často ve formě bipolárních mlhovin ).

Protostars

V případě mladé hvězdy je bipolární výtok poháněn hustým kolimovaným výtryskem. Tyto astrofyzikální výtrysky jsou užší než výtok a je velmi obtížné je přímo pozorovat. Čela nadzvukových rázů podél výtrysku však ohřívají plyn uvnitř výtrysku a kolem něj na tisíce stupňů . Tyto kapsy horkého plynu vyzařují na infračervených vlnových délkách a lze je tedy detekovat pomocí dalekohledů, jako je UKIRT ( United Kingdom Infrared Telescope ). Často se objevují jako diskrétní uzly nebo oblouky podél paprsku trysky. Obvykle se jim říká molekulární rázy přídě, protože uzly jsou obvykle zakřivené jako vlna přídě na přední části lodi.

Výskyt

Typicky jsou molekulární rázy pozorovány při ro-vibrační emisi z horkého molekulárního vodíku. Tyto objekty jsou známé jako molekulární vodíkové emisní objekty nebo MHO.

Bipolární výtoky jsou obvykle pozorovány při emisi z teplých molekul oxidu uhelnatého pomocí dalekohledů s milimetrovými vlnami, jako je James Clerk Maxwell Telescope , i když lze použít i jiné stopové molekuly. Bipolární výtoky se často nacházejí v hustých, tmavých mracích. Bývají spojovány s nejmladšími hvězdami (stáří méně než 10 000 let) a úzce souvisejí s molekulárními otřesy. Skutečně se předpokládá, že příďové rázy zametají nebo "strhávají" hustý plyn z okolního mraku a vytvářejí bipolární výtok.

Výtrysky z vyvinutějších mladých hvězd - hvězd T Tauri - produkují podobné rázy přídě, i když jsou viditelné na optických vlnových délkách a nazývají se Herbig-Haro objekty (HH objekty). Hvězdy T Tauri se obvykle nacházejí v méně hustém prostředí. Absence okolního plynu a prachu znamená, že HH objekty jsou méně účinné při strhávání molekulárního plynu. V důsledku toho je méně pravděpodobné, že budou spojeny s viditelným bipolárním výtokem.

Přítomnost bipolárního výtoku ukazuje, že centrální hvězda stále shromažďuje materiál z okolního mračna prostřednictvím akrečního disku . Výtok zmírňuje nahromadění momentu hybnosti, když materiál spirálovitě klesá na centrální hvězdu přes akreční disk. Magnetizovaný materiál v těchto protoplanetárních výtryscích se otáčí a pochází z široké oblasti protohvězdného disku.

Bipolární výrony jsou také vyvrženy z vyvinutých hvězd, jako jsou protoplanetární mlhoviny , planetární mlhoviny a hvězdy po AGB . Přímé zobrazování protoplanetárních mlhovin a planetárních mlhovin ukázalo přítomnost výtoků vyvržených těmito systémy. Velké spektroskopické kampaně sledování radiální rychlosti odhalily přítomnost vysokorychlostních výtoků nebo výtrysků z hvězd po AGB. Původ těchto výtrysků je přítomnost binárního společníka, kde přenos hmoty a narůstání na jednu z hvězd vede k vytvoření akrečního disku, ze kterého je hmota vyvrhována. Přítomnost magnetického pole způsobuje případnou ejekci a kolimaci hmoty, čímž se vytvoří bipolární výtok nebo proud.

V obou případech jsou bipolární výtoky z velké části tvořeny molekulárním plynem. Mohou cestovat rychlostí desítek nebo možná i stovek kilometrů za sekundu a v případě mladých hvězd dosahují délky přes parsek .

Galaktický odliv

Masivní galaktické molekulární výlevy mohou mít fyzikální podmínky, jako je vysoká hustota plynu pro vznik hvězd. Tento režim tvorby hvězd by mohl přispět k morfologickému vývoji galaxií.