Un flujo bipolar está formado por dos flujos continuos de gas procedentes de los polos de una estrella. Los flujos bipolares pueden estar asociados a protoestrellas (estrellas jóvenes en formación) o a estrellas post-AGB evolucionadas (a menudo en forma de nebulosas bipolares ).
En el caso de una estrella joven, el chorro bipolar es impulsado por un chorro denso y colimado. [1] Estos chorros astrofísicos son más estrechos que el chorro y muy difíciles de observar directamente. Sin embargo, los frentes de choque supersónicos a lo largo del chorro calientan el gas dentro y alrededor del chorro a miles de grados. Estas bolsas de gas caliente irradian en longitudes de onda infrarrojas y, por lo tanto, se pueden detectar con telescopios como el Telescopio Infrarrojo del Reino Unido (UKIRT). A menudo aparecen como nudos o arcos discretos a lo largo del haz del chorro. Suelen llamarse choques de proa molecular, ya que los nudos suelen ser curvados como la ola de proa en la parte delantera de un barco.
Por lo general, los choques de arco molecular se observan en emisiones rovibratorias provenientes del hidrógeno molecular caliente. Estos objetos se conocen como objetos de línea de emisión de hidrógeno molecular o MHO.
Los flujos bipolares suelen observarse en la emisión de moléculas de monóxido de carbono caliente con telescopios de ondas milimétricas como el telescopio James Clerk Maxwell , aunque se pueden utilizar otras moléculas traza. Los flujos bipolares se encuentran a menudo en nubes densas y oscuras. Suelen estar asociados a las estrellas más jóvenes (edades inferiores a 10.000 años) y están estrechamente relacionados con los arcos de choque moleculares. De hecho, se cree que los arcos de choque barren o "arrastran" gas denso de la nube circundante para formar el flujo bipolar. [2]
Los chorros de estrellas jóvenes más evolucionadas ( las estrellas T Tauri ) producen arcos de choque similares, aunque son visibles en longitudes de onda ópticas y se denominan objetos Herbig-Haro (objetos HH). Las estrellas T Tauri suelen encontrarse en entornos menos densos. La ausencia de gas y polvo circundantes significa que los objetos HH son menos eficaces para arrastrar gas molecular. En consecuencia, es menos probable que se asocien con flujos bipolares visibles.
La presencia de un chorro bipolar muestra que la estrella central todavía está acumulando material de la nube circundante a través de un disco de acreción . El chorro alivia la acumulación de momento angular a medida que el material cae en espiral hacia la estrella central a través del disco de acreción. El material magnetizado en estos chorros protoplanetarios está rotando y proviene de una amplia zona del disco protoestelar. [1]
Los chorros bipolares también son expulsados de estrellas evolucionadas, como nebulosas protoplanetarias , nebulosas planetarias y estrellas post-AGB . Imágenes directas de nebulosas protoplanetarias y nebulosas planetarias han mostrado la presencia de chorros expulsados por estos sistemas. [2] [3] Grandes campañas de monitoreo espectroscópico de velocidad radial han revelado la presencia de chorros o salidas de alta velocidad de estrellas post-AGB. [4] [5] [6] El origen de estos chorros es la presencia de un compañero binario, donde la transferencia de masa y la acreción en una de las estrellas conducen a la creación de un disco de acreción, del cual se expulsa materia. La presencia de un campo magnético causa la eventual expulsión y colimación de la materia, formando un chorro o flujo bipolar.
En ambos casos, los flujos bipolares están compuestos principalmente de gas molecular. Pueden viajar a decenas o incluso a cientos de kilómetros por segundo y, en el caso de las estrellas jóvenes, extenderse a lo largo de un pársec .
Los flujos moleculares galácticos masivos pueden tener las condiciones físicas, como altas densidades de gas, para formar estrellas. Este modo de formación estelar podría contribuir a la evolución morfológica de las galaxias. [7]
