Tokový model šampaňského - Champagne flow model

tento článek potřebuje další citace pro ověření. Prosím pomozte vylepšit tento článek podle přidávání citací ke spolehlivým zdrojům. Zdroj bez zdroje může být napaden a odstraněn. Najít zdroje: „Model toku šampaňského“  – zprávy  · noviny  · knihy  · učenec  · JSTOR (Březen 2017) (Zjistěte, jak a kdy odstranit tuto zprávu šablony)

A tok šampaňského je astrofyzikální událost, při které HII region vytvořeno uvnitř molekulárního mraku z ionizace kvůli nedávno vytvořené hvězdě (obvykle O-hvězda ) expanduje směrem ven, dokud nedosáhne mezihvězdného média, přičemž v tomto okamžiku je ionizovaný vodík plyn praskne ven jako neotevřená láhev šampaňského. Tato událost se také někdy nazývá a Blistr.^[1]

Model šampaňského je možná jedním z prvních numerické výpočty šíření ionizace frontách a rozšíření Regiony HII který nepředpokládal médium s konstantní hustotou kolem masivního vzrušení hvězda. Model to předpokládá tvorba hvězd odehrává se v hustém mračnu, obklopený a v tlakové rovnováze s mezhmotným plynem o nízké hustotě UV fotony vytvořený hvězdou rychle zakládá HII oblast a její expanze dříve či později umožňuje také ionizaci mezimrakového plynu. Ionizace naruší bývalou tlakovou rovnováhu mezi oblakem a meziblokovým plynem, protože pod hvězdným polem záření získává veškerý fotoionizovaný plyn teplotu řádově 10 000 K. Tímto způsobem ionizovaný oblačný materiál získává přetlak, tlak větší než ionizovaný mezimračný plyn s nízkou hustotou, což provokuje nadzvukovou expanzi ionizované oblačné hmoty do okolního plynu (tok šampaňského). Proud hmoty z mraku umožňuje ionizaci větší části původního mraku, čímž se udrží tímto způsobem tlaková nerovnováha, která nakonec povede k úplnému narušení mateřského mraku. Pojmy model šampaňského a tok šampaňského byly vytvořeny Mexické astrofyzik Guillermo Tenorio-Tagle v článku z roku 1979 (Astronomy and Astrophysics 1979A & A .... 71 ... 59T). Model se zaměřuje na velikost, rychlostní pole a velké změny hustoty pozorované v oblastech HII. Na tento článek navázal další hydrodynamický výpočty v jedné a dvou dimenzích ve spolupráci s Dr. Peter Bodenheimer, Harold W. Yorke a Piet Bedijn viz: 1979ApJ ... 233… 85B.1983A & A ... 127..313Y, 1979A & A .... 80..110T, 1982ASSL ... 93… .1T, 1984A & A. ..138..325Y, 1981A & A .... 98… 85B

Reference

Další čtení

• Garay, Guido; Lizano, Susana (1999). „Masivní hvězdy: jejich prostředí a formace“. Publikace Astronomické společnosti Pacifiku. 111 (763): 1049–1087. arXiv:astro-ph / 9907293. Bibcode:1999PASP..111.1049G. doi:10.1086/316416.
• Tenorio-Tagle, G. (1979). „Dynamika plynů v regionech HII. I. Champagne Model“. Astronomie a astrofyzika. 71: 59–65. Bibcode:1979A & A .... 71 ... 59T.

Tento astronomie související článek je a pahýl. Wikipedii můžete pomoci pomocí rozšiřovat to.