Oxetu estelar nuevu

Oxetu estelar nuevu
tipu d'oxetu astronómicu

Oxetu estelar mozu ye una estrella nos sos primeros estadios d'evolución. Na lliteratura científica escrita n'inglés apaez col acrónimu YSO (‘young stellar object’) .

Esta clase constituyir dos grupos d'oxetos: protoestrelles y estrelles de pre-secuencia principal. Delles vegaes se les diferencia por rangu de masa: oxetos estelares mozos masivos (n'inglés: massive YSO o MYSO), de masa entemedio (n'inglés: intermediate-mass YSO), de masa pequeñu (n'inglés: low-mass YSO) y nanes marrones o cafés (n'inglés: brown dwarf).

Los oxetos estelares nuevos son usualmente clasificaos usando un criteriu basáu na rimada de la so distribución espectral d'enerxía, introducida por Lada C.J. and Wilking B.A. en 1984. Ellos propunxeron tres clases (I, II y III), basándose nos intervalos de valores del índiz espectral ${\displaystyle \alpha \,}$:

${\displaystyle \alpha ={\frac {d\log(\nu F_{\nu })}{d\log(\nu )}}}$.

Equí ${\displaystyle \nu \,}$ ye la frecuencia, ${\displaystyle F_{\nu }}$ ye la densidá de fluxu.

L'índiz ${\displaystyle \alpha \,}$ ye calculáu nel intervalu de llonxitú d'onda 2.2–20 ${\displaystyle {\mu }m}$ (rexón del infrarroxu cercanu y mediu). Darréu, en 1994, Greene et al. amestaron una cuarta clase de fontes con espectru planu. En 1993, Andre et al. discubrieron los oxetos de Clase 0, oxetos con emisión intensa nel rangu submilimétrico, pero débiles nos ${\displaystyle {\lambda }<10{\mu }m}$.

• Clase 0: fontes indetectables en ${\displaystyle {\lambda }<20{\mu }m}$
• Clase I: fontes con ${\displaystyle {\alpha }>0.3}$
• Espectru planu: fontes con ${\displaystyle 0.3>{\alpha }>-0.3}$
• Clase II: fontes con ${\displaystyle -0.3>{\alpha }>-1.6}$
• Clase III: fontes con ${\displaystyle {\alpha }<-1.6}$

Esti esquema de clasificación reflexa groseramente una secuencia evolutiva. Los astrónomos creen que munches de les fontes immersas nel polvu de Clase 0 evolucionen escontra l'estáu de Clase I estenando'l so envoltura circunestelar. Eventualmente, ellos apuerten a ópticamente detectables na llinia de nacencia estelar como estrelles de pre-secuencia principal.

Los oxetos estelares nuevos tán rellacionaos a otres fenómenologías acomuñaes a la formación d'estrelles: remexos de gas circumestelares, fluxos de gas bipolar, máseres astrofísicos, oxetos Herbig-Haro, discos protoplanetarios y discos circumestelares

Referencies

• Lada, C. J.; Wilking, B. A. (1984),The nature of the embedded population in the Rho Ophiuchi dark cloud - Mid-infrared observations, The Astrophysical Journal, vol. 287, pp. 610–621
• Greene, Thomas P.; Wilking, Bruce A.; Andre, Philippe; Young, Erick T.; Lada, Charles J. (1994), Further mid-infrared study of the rho Ophiuchi cloud young stellar population: Luminosities and masses of pre-main-sequence stars, The Astrophysical Journal, vol. 434, pp. 614–626
• Andre, Philippe; Ward-Thompson, Derek; Barsony, Mary (1993), Submillimeter continuum observations of Rho Ophiuchi A - The candidate protostar VLA 1623 and prestellar clumps, The Astrophysical Journal, vol. 406, pp. 122–141

Ver tamién

• Glóbulu de Bok
• Oxetu Herbig-Haro
• Estrella de pre-secuencia principal
• Protoestrella