Fluxu bipolar

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Flujo bipolar

Nes primeres fases de la formación d'una estrella de pequeña masa, acomuñáu a la acreción de materia per parte de la protoestrella reparar tamién la espulsión de parte d'esta materia en forma de remexos/jets protoestelares.

La nueva estrella HH30. Na imaxe ve'l jet bipolar. El material del discu torga reparar la nueva estrella central, siendo'l responsable de la franxa escura nel centru del oxetu.

Los jets protoestelares xueguen un papel bien importante nel procesu de formación estelar. Ello ye que créese qu'estos oxetos rotan, ayudando d'esta manera a la disipación de momentu angular del sistema, dexando asína que'l material del discu pueda depositase sobre la superficie de la estrella. Amás estos oxetos inflúin en gran midida la masa final de la protoestrella. Esto debe a que cuando s'espanden al traviés de la nube molecular estenen parte del material de la nube llindando la cantidá de materia que se deposita sobre'l discu y de la mesma sobre la protoestrella. Gracies a la interaición de los remexos protoestelares col mediu interestelar podemos derivar propiedaes físiques y químiques d'esti postreru. A pesar de la so gran importancia nel cuadru xeneral de la formación estelar, sábese bien pocu sobre la evolución y formación d'estos oxetos.

Según el so estadiu evolutivu los remexos, y polo xeneral los oxetos estelares nuevos, pueden clasificase dende oxetos de Clase 0 a oxetos de Clase III. Esta clasificación foi propuesta orixinalmente por Lada & Wilking (1984)[1] y darréu foi modificada por Andre et al. (1993)[2] pa incluyir los oxetos de Clase 0 qu'enantes se desconocíen.

Los oxetos de Clase 0 representen dende'l puntu de vista evolutivu los oxetos más nuevos. Ello ye que nestos sistemes la protoestrella central alcuéntrase entá despinta por cuenta de les enormes cantidaes de gas y polvu que lo arrodien. Ye por ello que les protoestrelles de clase 0 nun son observables nel ópticu y haya que movese hasta llonxitúes d'onda del medianu alloñáu infrarroxu pa consiguir detectar estos oxetos tan nuevos. La SEDE (del inglés "spectral energy distribution", distribución d'enerxía espectral) de los oxetos de clase 0 caracterizar pola emisión de cuerpu negru del material que los arrodia. Los oxetos de clase 0 caracterícense amás por un eleváu ritmu de acrecimientu, que trai la emisión per parte de la estrella d'enormes cantidaes de materia. Polo xeneral los remexos acomuñaos colos oxetos de Clase 0 caracterizar por emisión molecular, como por casu CO, H2O o H2. La tasa d'espulsión de material típica d'estos oxetos pocu desenvueltos ye del orde de 10-6 mases solares per añu (Msun/yr). El siguiente estadiu evolutivu ta representáu polos oxetos de Clase I. Nesti estadiu haise yá formáu en redol a la protoestrella un discu de acreción trupu y l'envolvente amenorgóse considerablemente anque non lo suficiente por que la estrella central seya ópticamente visible.

Referencies[editar | editar la fonte]

  1. Lada & Wilking, ApJ, 1984, 287, 610-621
  2. Andre, P., Ward-Thompson, D. and Barsony, M., ApJ, 1993, 406, 122

Ver tamién[editar | editar la fonte]