Formación estelar

La formación estelar ye'l procesu pol cual grandes mases de gas que s'atopen en galaxes formando estenses nubes moleculares nel mediu interestelar, dacuando denominaes como "guarderíes estelares" o "rexones de formación estelar", colapsen pa formar estrelles. Como caña de l'astronomía, la formación estelar abarca l'estudiu del mediu interestelar y de les nubes moleculares xigantes como precursores pal procesu de formación de les estrelles, l'estudiu de protoestrelles, oxetos estelares mozos y según los sos productos inmediatos. Ta estrechamente rellacionada cola formación planetaria, otra caña de l'astronomía. La teoría de la formación estelar, según la contabilidá pa la formación d'una sola estrella, debe tamién tener en cuenta les estadístiques de les estrelles binaries y la función de la masa inicial.

En xunu del 2005 los astrónomos apurrieron evidencies pa estrelles de la Población III na galaxa Cosmos Redshift 7 en z = 6.60. Ye probable que tales estrelles esistieren nel universu primixeniu (esto ye, con alta fana escontra'l colloráu), y pueden empezar la producción d'elementos químicos más pesaos que'l hidróxenu que son necesarios pa la posterior formación de planetes y vida tal como la conocemos.

Nube molecular

La teoría actual sobre la formación estelar, sostién que la formación estelar dar nes nubes moleculares xigantes. Estes nubes contienen, básicamente, hidróxenu molecular H₂ (90%) y heliu (9%), ente que la bayura d'otros elementos depende fundamentalmente de la hestoria de nube, como por casu la esplosión de dalguna supernova nes cercaníes de la nube. Son rexones fríes (10-30 K) y trupes (10³-10⁴ partícules/cm³) con dimensiones que varien ente 10 y 100 parsecs. Les nubes moleculares nun son estructures uniformes y el gas y el polvu dientro d'elles distribúyese a lo llargo d'estructures filamentosas bien complexes con zones d'alta densidá que se correspuenden con rexones de formación estelar. La mayor fonte d'información alrodiu de les nubes moleculares provién del analís de llinies d'emisión de molécules como'l CO, CS o NH₃, a pesar de que'l mayor constituyente de les nubes sía'l H₂. Esto debe a les altes temperatures necesaries pa escitar esta molecular (~ 510K), ente que les nubes son bien fríes.

Cuanto más grande ye la nube molecular más curtia ye la so vida. Esto debe a que nel interior de les nubes moleculares más grandes fórmase estrelles de tipu O y B qu'emiten fotones d'alta enerxía que destrúin les molécules.

Puede describise aproximao la complexa estructura de les nubes moleculares en términos de nubes, clumps y nucleos (cores) protoestelares. Los clumps representen les estructures dientro de les cualos fórmense los cumulos estelares, ente que los cores protoestelares representen les estructures más pequeñes dientro de les cualos fórmense estrelles individuales o grupos d'estrelles. Estes últimes estructures formar pola fragmentación de los clumps.

Entá anguaño nun s'entiende dafechu cómo se formen les estrelles debíu al colapsu de trupos nucleos de gas. ^{[ensin referencies]}

Por cuenta de dalguna clase de desencadenante, estos nucleos vuélvense inestables gravitacionalmente, estazándose y colapsando. Los fragmentos pueden dir dende decenes hasta centenares de mases solares. La causa de la inestabilidá suel ser el frente de choque de dalguna esplosión de supernova o'l pasu de la nube por una rexón trupa, como los brazos espirales. Tamién puede asoceder qu'una nube abondo masiva y fría colapse por sigo mesma. Seya como quier, la resultancia siempres ye una rexón colapsante en cayida llibre. Dicha rexón ye primeramente tresparente a la radiación polo que la so compresión va ser práuticamente isoterma. Tola enerxía gravitatoria va emitir en forma de radiación infrarroxo. Per otra parte, el centru de la rexón va contraese más apriesa que'l gas circundante por tener el primeru mayor densidá. Asina, va estremase un nucleu más trupu llamáu protoestrella.

Inestabilidá de Jeans

La teoría de la fragmentación y colapsu gravitatoriu de nubes moleculares pola so propia gravedá foi desenvuelta por James Jeans alredor del añu 1902 y anque na actualidá los procesos de formación estelar conocer con muncha mayor precisión^{[ensin referencies]} la teoría de Jeans constitúi una bona primer aproximamientu.

Jeans calculó que so determinaes condiciones una nube molecular podía contraer por atraición gravitatoria. Solo faía falta que fuera lo suficientemente masiva y fría. Una nube estable, si estrúyese, aumenta'l so presión más rápido que la so gravedá y retorna bonalmente al so estáu orixinal. Pero si la nube supera cierta masa crítico entós se inestabilizará toa y va colapsar en tol so volume. Ésti ye'l motivu pol cual les inestabilidaes suelen producise nes nubes más grandes dando llugar a biltos intensos de formación estelar.

Nesti escenariu clásicu, entós, una nube empieza a colapsar cuando la enerxía gravitacional de la nube ye más grande que la so enerxía térmica:

|Y_{g}|>Y_{th}

Pal casu d'una nube homoxéneo y esférico con masa M, temperatura T y radio R, esta condición puede espresase como:

{\frac {3}{5}}{\frac {GM^{2}}{R}}>{\frac {3}{2}}{\frac {M}{\mu m_{H}}}kT

onde, G ye la constante de gravitación universal, k ye la constante de Boltzmann, $\mu$ ye'l pesu molecular mediu y $m_{H}$ ye'l pesu del átomu d'hidróxenu. Esta desigualdá esprésase de normal en función de la llamada masa de Jeans, según la cual el colapsu gravitacional empieza cuando:

M_{j}=\left({\frac {3}{4\pi \rho }}\right)^{1/2}\left({\frac {5kT}{2G\mu m_{H}}}\right)^{3/2}\backsimeq 45M_{\odot }\left({\frac {T^{3}}{n}}\right)^{1/2}

onde $\rho$ ye la densidá del gas y $n=\rho /\mu m_{H}$ ye la densidá numbérica.

N'ausencia d'un soporte por presión, el colapsu por gravedá dar nun tiempu de cayida llibre:

t_{f\!f}=\left({\frac {3\pi }{32G\rho }}\right)^{1/2}\backsimeq 1.4\times 10^{6}\left({\frac {n}{10^{3}[cm^{-3}]}}\right)[yr]

Pa los valores típicos atopaos nes nubes moleculares ( $T=10K$ , $n=50cm^{-3}$ ), atópense valores típicos pa la masa de Jeans de $M_{J}\backsimeq 200M_{\odot }$ y del tiempu de cayida llibre de $t_{f\!f}\backsimeq 10^{5}yr$ .

El tamañu de la nube en colapsu llograr por aciu el radiu de Jeans: $r_{j}=9(T/n)^{1/2}$ . Asina, cuando dientro d'una nube molecular esiste llocalmente una rexón de ciertu tamañu con una masa abondo alzada de gas, el colapsu gravitatoriu d'esa rexón de la nube va ser inevitable. Sicasí, esisten otros mecanismos capaces de frenar el colapsu de la nube y aumentar la masa de Jeans. Ente ellos, el principal ye la presión térmica del gas (yá que la nube nun s'atopa a densidá o temperatura constante), anque esisten otros como los movimientos sistemáticos na nube (la rotación exercería una fuercia centrífuga qu'espandiría'l gas), o la turbulencia.

Protoestrella

La masa, primeramente homoxénea, acaba per formar una esfera de gas nel centru. Dicha esfera contráise más apriesa estremándose del restu de la nube. Esta estructura ye l'embrión estelar denomináu protoestrella. A pesar de la compresión del gas la so densidá ye, entá, demasiáu baxa y la radiación sigue escapando llibremente. Por ello, la esfera apenes aumenta la so temperatura hasta al cabu d'unos cientos de miles d'años. El cuerpu entós tórnase opacu a la radiación y empieza a calecer mientres se contraer. Ello ye que la metá de la enerxía gravitatoria perdida nel colapsu sigue radiándose pero la otra metá yá s'invierte en calecer la protoestrella. La temperatura aumenta hasta que la presión de la esfera compensa l'atraición gravitatoria d'ésta. Estabilízase, asina, un nucleu convectivo del tamañu de Xúpiter, aproximao, al cual váse-y amestando más y más materia procedente de la nube circundante que cai más amodo. Al añader más masa'l nucleu compensar amacerándose entá más. Nél el tresporte térmicu por radiación entá nun ye eficiente una y bones el cuerpu ta formáu por material escasamente ionizado que detién a los fotones.

El procesu prosigue hasta llegar a unos 2.000 grado momento nel cual les molécules d'hidróxenu se disocian nel nucleu. Agora la creciente enerxía gravitatoria invertir en tresformar el gas molecular nun gas formáu por átomos llibres. El nucleu amacérase cada vez más y la so radiación cada vez más intensa escita'l trupu gas de la envoltura que cai sobre él. Agora'l mediu yá nun ye tresparente a la radiación y solo apréciase'l gas qu'arrodia a la protoestrella. Esti gas foi conformando, pasu ente pasu, un discu de acrecimiento por cuenta de la rotación inicial de la nube orixinaria (ver formación de discos de acrecimiento). L'acreción de materia prosigue, per mediu d'un discu circunestelar. En dichu discu pueden aniciase planetes y asteroides si la metalicidá ye lo suficientemente alta. La materia añadida a la protoestrella aumenta la masa y, poro, la so gravedá, polo qu'ésta reacciona estruyéndose más, aumentando asina la so temperatura. Cuando cayó gran parte del gas el mediu vuélvese tresparente a la lluz de la protoestrella qu'empieza, entós, a ser visible.

El nucleu de la protoestrella non solo acaba por ionizar los sos elementos si non que cuando les temperatures son lo suficientemente altes, empieza la fusión del deuteriu. La presión de radiación resultante fai más lentu'l colapsu del material restante pero nun lu detien. El so nucleu sigue estruyéndose más y la protoestrella sigue acretando masa. Nesta etapa prodúcense fluxos bipolares, un efeutu que se debe, probablemente, al momentu angular del material que cai. El procesu sigue asina hasta que s'empecipia, finalmente, la ignición del hidróxenu en redol a los 10 millones de graos. Entós la presión aumenta drásticamente xenerando fuertes vientos estelares en forma de fluxos bipolares (remexos protoestelares, jets protoestelares) que barren y espulsen el restu del material envolvente. La nueva estrella estabilizar en equilibriu hidrostáticu y entra na secuencia principal na que va trescurrir la mayor parte de la so vida.

Pero si'l cuerpu ta per debaxo de les 0,08 mases solares el procesu va albortase mui a tiempu frenáu pola presión de los electrones dexeneraos ensin llegar entá a encender l'hidróxenu. L'oxetu va detener la so contraición y va esfrecese nun tiempu de Kelvin, unos pocos millones d'años pa convertise, finalmente, nuna nana marrón.

Formación d'estrelles supermasivas

Les etapes del procesu tán bien definíes pa estrelles que la so masa ye aproximao igual o menor que la masa del Sol. Pa mases mayores, la duración del procesu de formación estelar ye comparable a les otres escales de tiempu de la so evolución, muncho más curties, y el procesu nun ta tan bien definíu. De dalguna manera créese que la ignición del hidróxenu empezaría abondo primero que la estrella llegara a amestar la so masa total. Otra gran parte de la masa más esterior sería non solo barrida ya impulsada escontra l'espaciu interestelar sinón tamién fotoionizada pola so intensa radiación dando llugar a les rexones HII. Seya como quier la vida d'estes estrelles ye tan curtia, del orde de cientos o inclusive decenes de millones d'años, qu'en tiempos cosmolóxicos nin siquier esisten. La so formación, vida y destrucción son procesos bien dramáticos nos qu'apenes si hai descansu.

Sábese que la opacidá aumenta cola metalicidá una y bones los elementos cuanto más pesaos absuerben más los fotones. Esto traduzse nun mayor emburrie per parte de los vientos estelares de les estrelles supermasivas que, coles metalicidaes actuales de la galaxa, nun llogren concentrar más de 120-200 M_Sol. Esti emburrie torga, a partir de ciertu puntu, que la estrella siga acretando masa, por eso, les estrelles más probes en metales pueden llegar a mases mayores. Créese que les primeres estrelles del universu, bien probes en metales, podríen habese formáu con mases de dellos cientos de mases solares d'hidróxenu y heliu.

Ver tamién

Referencies

Enllaces esternos

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