Биполярный отток состоит из двух непрерывных потоков газа из полюсов звезды. Биполярные оттоки могут быть связаны с протозвездами (молодыми, формирующимися звездами) или с эволюционировавшими пост-АВГ звездами (часто в форме биполярных туманностей ).
В случае молодой звезды биполярный отток приводится в движение плотной коллимированной струей. [1] Эти астрофизические струи уже, чем отток, и их очень трудно наблюдать напрямую. Однако сверхзвуковые ударные фронты вдоль струи нагревают газ внутри и вокруг струи до тысяч градусов. Эти карманы горячего газа излучают в инфракрасном диапазоне и, таким образом, могут быть обнаружены с помощью телескопов, таких как Инфракрасный телескоп Великобритании (UKIRT). Они часто выглядят как дискретные узлы или дуги вдоль луча струи. Их обычно называют молекулярными ударными волнами, поскольку узлы обычно изогнуты, как носовая волна в передней части корабля.
Обычно молекулярные ударные волны наблюдаются в вращательно-колебательном излучении горячего молекулярного водорода. Эти объекты известны как объекты линии излучения молекулярного водорода, или MHO.
Биполярные истечения обычно наблюдаются в излучении теплых молекул оксида углерода с помощью телескопов миллиметрового диапазона, таких как телескоп Джеймса Клерка Максвелла , хотя могут использоваться и другие следовые молекулы. Биполярные истечения часто встречаются в плотных темных облаках. Они, как правило, связаны с самыми молодыми звездами (возрастом менее 10 000 лет) и тесно связаны с молекулярными ударными волнами. Действительно, считается, что ударные волны подхватывают или «увлекают» плотный газ из окружающего облака, образуя биполярный истечение. [2]
Струи от более эволюционировавших молодых звезд — звезд типа Т Тельца — производят похожие ударные волны, хотя они видны в оптическом диапазоне и называются объектами Хербига–Аро (объекты типа Т Тельца). Звезды типа Т Тельца обычно находятся в менее плотной среде. Отсутствие окружающего газа и пыли означает, что объекты типа Т Тельца менее эффективны в захвате молекулярного газа. Следовательно, они с меньшей вероятностью связаны с видимыми биполярными оттоками.
Наличие биполярного оттока показывает, что центральная звезда все еще накапливает материал из окружающего облака через аккреционный диск . Отток уменьшает накопление углового момента, когда материал по спирали опускается на центральную звезду через аккреционный диск. Намагниченный материал в этих протопланетных струях вращается и поступает из широкой области в протозвездном диске. [1]
Биполярные потоки также выбрасываются из эволюционировавших звезд, таких как протопланетарные туманности , планетарные туманности и звезды post-AGB . Прямая съемка протопланетарных туманностей и планетарных туманностей показала наличие потоков, выбрасываемых этими системами. [2] [3] Крупные спектроскопические кампании по мониторингу лучевой скорости выявили наличие высокоскоростных потоков или струй из звезд post-AGB. [4] [5] [6] Происхождение этих струй - наличие двойного компаньона, где перенос массы и аккреция на одну из звезд приводят к созданию аккреционного диска, из которого выбрасывается вещество. Наличие магнитного поля вызывает в конечном итоге выброс и коллимацию вещества, образуя биполярный поток или струю.
В обоих случаях биполярные потоки состоят в основном из молекулярного газа. Они могут перемещаться со скоростью десятков или даже сотен километров в секунду, а в случае молодых звезд простираются на парсек в длину.
Массивные галактические молекулярные потоки могут иметь физические условия, такие как высокая плотность газа, для формирования звезд. Этот режим звездообразования может способствовать морфологической эволюции галактик. [7]
