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Un flujo de champán es un fenómeno 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 hidrógeno ionizado estalla hacia afuera como una botella de champán descorchada. Este fenómeno también se denomina a veces ampolla. [1] Una región HII se crea por la ionización de una estrella recién formada (normalmente una estrella O ) dentro de una nube molecular.
El modelo de Champagne es quizás uno de los primeros cálculos numéricos de la propagación de frentes de ionización y de la expansión de regiones HII que no suponían un medio de densidad constante alrededor de la estrella masiva excitante . El modelo supone que la formación de estrellas tiene lugar en una nube densa, rodeada y en equilibrio de presión con un gas internube de baja densidad. El amplio suministro de fotones UV generados por la estrella establece rápidamente una región HII y la expansión de esta, tarde o temprano, también permite la ionización del gas internube. La ionización altera entonces el equilibrio de presión anterior entre la nube y el gas internube, ya que bajo el campo de radiación estelar todo el gas fotoionizado adquiere una temperatura del orden de 10000 K. De esta manera, el material ionizado de la nube adquiere un exceso de presión, una presión mayor que el gas internube ionizado de baja densidad y esto provoca la expansión supersónica de la materia ionizada de la nube en el gas circundante (el flujo de Champagne). El flujo de materia fuera de la nube permite la ionización de una porción mayor de la nube original, manteniendo de esta manera el desequilibrio de presión que eventualmente conduce a la ruptura completa 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 en 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
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