シャンパンフローモデル

シャンパンフローは、分子雲内のHII領域が外側に広がり、星間物質に達する天体物理学的現象です。その時点で、イオン化した水素ガスは、栓を抜いたシャンパンボトルのように外側に飛び出します。この現象はブリスターと呼ばれることもあります。^[1] HII領域は、分子雲内の最近形成された星（通常はO型星） からのイオン化によって生成されます。

シャンパンモデルは、おそらく、大質量の励起星の周囲に一定密度の媒体を想定しない、電離前面の伝播とHII 領域の拡大の数値計算の最初のものの 1 つです。このモデルでは、 星形成は、低密度の雲間ガスに囲まれて圧力平衡にある高密度の雲の中で起こると想定しています。星によって生成される紫外線光子の十分な供給により、HII 領域が急速に形成され、この領域が拡大すると、遅かれ早かれ雲間ガスの電離も可能になります。電離により、星の放射場下では光電離したすべてのガスが 10000 K 程度の温度になるため、雲と雲間ガスの間の以前の圧力バランスが崩れます。このようにして、電離した雲の物質は過剰な圧力、つまり電離した低密度の雲間ガスよりも大きな圧力を獲得し、これが周囲のガスへの電離した雲物質の超音速膨張を引き起こします (シャンパン流)。雲から物質が流れ出ると、元の雲の大部分がイオン化され、圧力の不均衡が維持され、最終的には元の雲が完全に崩壊します。シャンパン モデルとシャンパン フローという用語は、メキシコの天体物理学者 Guillermo Tenorio-Tagle が 1979 年の論文 (Astronomy and Astrophysics 1979A&A....71...59T) で作ったものです。このモデルは、HII 領域で観測されるサイズ、速度場、および大きな密度の変化に焦点を当てています。この論文に続いて、 Drs. Peter Bodenheimer、Harold W. Yorke、Piet Bedijn は次を参照:1979ApJ...233…85B、1983A&A...127..313Y、1979A&A....80..110T、1982ASSL...93….1T、1984A&A...138..325Y、1981A&A....98…85B

• Garay, Guido; Lizano, Susana (1999). 「大質量星: その環境と形成」.太平洋天文学会刊行物. 111 (763): 1049–1087. arXiv : astro-ph/9907293 . Bibcode :1999PASP..111.1049G. doi :10.1086/316416. S2CID  119495055.
• Tenorio- Tagle , G. (1979). 「HII 領域のガスダイナミクス。I. シャンパンモデル」。天文学と天体物理学。71 : 59–65。Bibcode :1979A&A....71...59T。