Flusso molecolare bipolare: differenze tra le versioni

Versione delle 16:35, 19 mar 2014

Versione delle 01:06, 24 mar 2014

Riga 7:

== Flussi nelle stelle giovani ==

Nel caso delle stelle giovani, il flusso bipolare è guidato da getti altamente [[luce collimata|collimati]].<ref name="Reipurth">{{cita pubblicazione | quotes = no | autore = B. Reipurth | linkautore = | coautori = J. Bally |anno = 2001 | mese = | titolo = Herbig-Haro Flows: Probes of Early Stellar Evolution | rivista = Annual Review of [[Astronomy and Astrophysics]] | volume = 39 | numero = | pagine = 403-455 | doi = 10.1146/annurev.astro.39.1.403 | id = | url = http://astro.if.ufrgs.br/evol/bib/reipurth.pdf |accesso=26 dataaccesso =novembre 2007-11-26 }}</ref>

I getti sono però meno spessi dei flussi e pertanto più difficili da osservare direttamente (nel [[luce visibile|visibile]]). Tuttavia i getti, emessi a velocità superiori a [[velocità del suono|quella]] del [[suono]], riscaldano la zona circostante a temperature di varie migliaia di [[kelvin]]; si ha pertanto una notevole emissione di [[radiazione elettromagnetica|radiazioni]] nell'[[radiazione infrarossa|infrarosso]], facilmente identificabili dai telescopi dotati di apparecchiature in grado di rilevarli. Durante l'osservazione appaiono spesso come degli agglomerati o degli archi lungo la direzione del getto, detti ''[[bow shock|bow shock molecolari]]'', osservabili soprattutto quando l'[[idrogeno]] [[molecola]]re emette radiazioni dopo esser stato [[Eccitazione|eccitato]].

Riga 13:

[[Immagine:DR 21-col.jpg|thumb|left|upright=1.2|Immagine negli infrarossi del flusso bipolare associato a DR21, una stella giovane estremamente massiccia.]]

I flussi bipolari osservabili nelle [[Nebulosa oscura|nebulose oscure]], regioni di forte [[formazione stellare]], sono costituiti da [[monossido di carbonio]] riscaldato dalla presenza di giovani stelle, ancora in uno stadio evolutivo precoce (con un'età non superiore a 10 000 anni). Si ritiene infatti che i bow shocks si formino quando i flussi spazzano le dense regioni di gas circostanti.<ref name="Davis1">{{cita pubblicazione | quotes =no | autore = C. J. Davis | linkautore = | coautori = J. Eislöffel |data =| anno = 1995 | mese = novembre | titolo =Near-infrared imaging in H₂ of molecular (CO) outflows from young stars| rivista = Astronomy and Astrophysics| volume = 300 | numero = | pagine = 851-869 | doi = | id = | url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1995Ap&SS.233...59E|accesso=29 dataaccessonovembre = 29-11-2007 }}</ref>

I [[getto polare|getti]] delle [[Stella T Tauri|T Tauri]] - stelle ancora molto giovani, ma in uno stadio [[evoluzione stellare|evolutivo]] più avanzato - producono simili bow shocks, che però sono osservabili nella [[lunghezza d'onda]] del [[Luce visibile|visibile]]; questi fenomeni prendono il nome di [[Oggetto di Herbig-Haro|oggetti di Herbig-Haro]] (oggetti HH). <br>Le stelle T Tauri si trovano solitamente in ambienti scarsamente densi; l'assenza di gas e polveri intorno all'astro significa che gli oggetti HH hanno una scarsa capacità di trattenerli. Di conseguenza hanno meno probabilità di essere associati ai flussi bipolari.