Formació estelar

La formació estelar és el procés pel qual grans masses de gas (que es troben en galàxias formant extenses núvols moleculars en el mig interestelar), a voltes denominades com "guarderies estelars" o "regions de formació estelar", colapsen per a formar estrelas. Com a branca de l'astronomia, la formació estelar comprén l'estudi del mig interestelar i de les núvols moleculars jagants com a precursors per al procés de formació de les estreles, l'estudi de protoestrellas, objectes estelars jóvens i aixina com els seus productes immediats. Està estretament relacionada en la formació planetària, una atra branca de l'astronomia. La teoria de la formació estelar, aixina com la contabilitat per a la formació d'una sola estrela, deu també tindre en conte les estadístiques de les estreles binarias i la funció de la massa inicial. En juny del 2005 els astrònoms varen aportar evidències per a estreles de la Població III en la galàxia Cosmos Redshift 7 en z = 6.60. És provable que tals estreles hagen existit en l'univers primigeni (és dir, en alt corriment cap al roig), i poden haver començat la producció d'elements químics més pesats que l'hidrogen que són necessaris per a la posterior formació de planetas i vida tal com la coneixem. La majoria de les estreles no es formen de forma aïllada, sino que formen part d'un grup d'estreles denominat cúmul estelar o associació estelar.^[1]

Criaderos estelars

Núvols interestelares

La nebulosa W51 en Aquila, una de les fàbriques d'estreles més grans de la Via Làctea (25 d'agost de 2020)

Una galàxia espiral com la Via Làctea conté estreles, estreles compactes i un mig interestelar difuso (ISM) de gas i pols. El mig interestelar està format per 10⁴ a 10⁶ partícules per cm³ i sol estar compost per aproximadament un 70% d'hidrogen en massa, mentres que la major part del gas restant consistix en heli. Este mig s'ha enriquit químicament en traces d'elements més pesats que varen ser produïts i expulsats de les estreles a través de la fusió de l'heli quan varen passar més allà del final del seu seqüència principal. Les regions de major densitat del mig interestelar formen núvols o nebuloses difusas,^[2] a on té lloc la formació d'estreles. A diferència de les espirals, una galàxia elíptica pert el component fret del seu mig interestelar en un determini aproximat de mil millons d'anys, lo que impedix que la galàxia forme nebuloses difusas, salve per mig de fusions en atres galàxies.

Colapse d'un núvol

Un núvol interestelar de gas permaneixerà en equilibri hidrostàtic mentres l'energia cinètica de la pressió del gas estiga en equilibri en l'energia potencial de la força gravitatoria interna. Matemàticament açò s'expressa per mig del teorema del virial, que establix que, per a mantindre l'equilibri, l'energia potencial gravitatoria deu ser igual al doble de l'energia tèrmica interna. Si un núvol és lo suficientment massiva com per a que la pressió del gas siga insuficient per a soportar-la, el núvol sofrirà un colapse gravitatorio. La massa per damunt de la qual un núvol sofrirà dit colapse es denomina massa de Jeans. La massa de Jeans depén de la temperatura i la densitat del núvol, pero sol ser de mills a decenes de mils de masses solars. Durant el colapse del núvol es formen entre decenes i decenes de mils d'estreles de forma més o menys simultànea, lo que és observable en els cridats Cúmuls incrustats. El producte final d'un colapse del núcleu és un cúmul obert d'estreles.

En la formació estelar desencadenada, pot ocórrer un de varis acontenyiments per a comprimir un núvol molecular i iniciar el seu colapse gravitatorio. Els núvols moleculars poden colisionar entre sí, o l'explosió d'una supernova propenca pot ser el desencadenant, enviant sacsada matèria al núvol a velocitats molt altes. (Les noves estreles resultants poden produir a la seua volta supernovas, produint la formació estelar autopropagada. Alternativament, les colisiones galàctiques poden desencadenar starbursts o esclats massius de formació estelar, ya que els núvols de gas de cada galàxia són comprimides i agitades per forces de marea. Este últim mecanisme pot ser el responsable de la formació de cúmuls globulars

Un forat negre supermasivo en el núcleu d'una galàxia pot servir per a regular el ritme de formació d'estreles en un núcleu galàctic. Un forat negre que està acumulant matèria pot convertir-se en un actiu, emetent un fort vent a través d'un chorrada relativista colimado. Açò pot llimitar la formació d'estreles. Els forats negres massius que expulsen partícules emissores de radiofrecuencia a una velocitat propenca a la de la llum també poden bloquejar la formació de noves estreles en galàxies envellides. No obstant, les emissions de radi al voltant de les chorrada també poden desencadenar la formació d'estreles. Aixina mateix, una chorrada més dèbil pot desencadenar la formació d'estreles quan colisiona en un núvol.

En colapsar, un núvol molecular es trenca en trossos cada volta més chicotets de forma jeràrquica, fins que els fragments alcancen la massa estelar. En cada u d'estos fragments, el gas que colapsa irradia l'energia obtinguda per la lliberació d'energia potencial gravitatoria. A mida que aumenta la densitat, els fragments es tornen opacs i, per tant, són menys eficients a l'hora d'irradiar la seua energia. Açò eleva la temperatura del núvol i impedix una major fragmentació. Els fragments es condensan en esferes giratòries de gas que servixen d'embrions estelars.

Els efectes de la turbulència, els fluix macroscòpics, la rotació, els camps magnètics i la geometria del núvol compliquen l'image d'un núvol en colapse. Tant la rotació com els camps magnètics poden dificultar el colapse d'un núvol. La turbulència és fonamental per a provocar la fragmentació del núvol, i en les escals més chicotetes promou el colapse.

Núvol molecular

Artícul principal → Núvol molecular.

la teoria actual sobre la formació estelar, sosté que la formació estelar es dona en els núvols moleculars jagants. Estos núvols contenen, bàsicament, hidrogen molecular H₂ (90%) i heli (9%), mentres que l'abundància d'atres elements depén fonamentalment de l'història del núvol, com per eixemple l'explosió d'alguna supernova en les rodalies del núvol. Són regions fredes (10-30 K) i denses (10³-10⁴ partícules/cm³) en dimensions que varien entre 10 i 100 parsecs. Els núvols moleculars no són estructures uniformes i el gas i la pols dins d'elles es distribuïx a lo llarc d'estructures filamentosas molt complexes en zones d'alta densitat que es corresponen en regions de formació estelar. La major font d'informació sobre els núvols moleculars prové de l'anàlisis de llínees d'emissió de molècules com el CO, CS o NH₃, a pesar de que el major constituent dels núvols siga l'H₂. Açò es deu a les altes temperatures necessàries per a excitar esta molecular ( 510K), mentres que els núvols són molt fredes. Quant més gran és el núvol molecular més curta és la seua vida. Açò es deu a que en l'interior dels núvols moleculars més grans es forma estreles de tipo O i B que emeten fotons d'alta energia que destruïxen les molècules. Es pot descriure aproximadament la complexa estructura dels núvols moleculars en térmens de núvols, clumps i núcleus (cores) protoestelares. Els clumps representen les estructures dins de les quals es formen els cúmuls estelars, mentres que els cores protoestelares representen les estructures més chicotetes dins de les quals es formen estreles individuals o grups d'estreles. Estes últimes estructures es formen per la fragmentació dels clumps. Encara hui en dia no s'entén completament cóm es formen les estreles pel colapse de densos núcleus de gas. ^{cita requerida}

Per alguna classe de desencadenant, estos núcleus es tornen inestables gravitacionalmente, fragmentant-se i colapsant. Els fragments poden anar des de decenes fins a centenars de masses solars. La causa de l'inestabilitat sol ser el front de choc d'alguna explosió de supernova o el pas del núvol per una regió densa, com els braços espirals. També pot ocórrer que un núvol suficientment massiu i freda colapse per sí mateixa. Siga com siga, el resultat sempre és una regió colapsante en caiguda lliure. Dita regió és inicialment transparent a la radiació per lo que la seua compressió serà pràcticament isoterma. Tota l'energia gravitatoria s'emetrà en forma de radiació infrarroja. Per una atra part, el centre de la regió es contraurà més corrents que el gas circumdant per tindre el primer major densitat. Aixina, es diferenciarà un núcleu més dens cridat protoestrella.

Inestabilitat de Jeans

Artícul principal → Inestabilitat de Jeans.

La teoria de la fragmentació i colapse gravitatorio de núvols moleculars per la seua pròpia gravetat va ser desenrollada per James Jeans al voltant de l'any 1902 i encara que en l'actualitat els processos de formació estelar es coneixen en molta major precisió^{cita requerida} la teoria de Jeans constituïx una bona primera aproximació.

Jeans va calcular que baix determinades condicions un núvol molecular podia contraure's per atracció gravitatoria. Solament feya falta que fora lo suficientment massiva i freda. Un núvol estable, si es comprimix, aumenta el seu pressió més ràpidament que la seua gravetat i retorna espontàneament al seu estat original. Pero si el núvol supera certa massa crítica llavors es inestabilizará tota i colapsarà en tot el seu volum. Est és el motiu pel quals inestabilitat solen produir-se en els núvols més grans donant lloc a brots intensos de formació estelar. En este escenari clàssic, llavors, un núvol comença a colapsar quan l'energia gravitacional del núvol és més gran que la seua energia tèrmica:

___*

| E_{g} | > E_{t h}

per a el caso d'una nube homogénea y esférica con masa M, temperatura T y radio R, esta condición se puede expresar como:

\frac{3}{5} \frac{G M^{2}}{R} > \frac{3}{2} \frac{M}{μ m_{H}} k T

a on, G es la constante de gravitación universal, k es la constante de Boltzmann, $μ$ es el peso molecular medio y $m_{H}$ es el peso del átomo d'hidrógeno. Esta desigualdad se expresa normalmente en función de la llamada masa de Jeans, según la cual el colapso gravitacional comienza cuando:

M_{j} = {(\frac{3}{4 π ρ})}^{1 / 2} {(\frac{5 k T}{G μ m_{H}})}^{3 / 2} ⋍ 45 M_{⊙} {(\frac{T^{3}}{n})}^{1 / 2}

a on $ρ$ es la densidad del gas y $n = ρ / μ m_{H}$ es la densidad numérica. En ausencia d'un soporte por presión, el colapso por gravedad se da en un tiempo de caída libre:

t_{f f} = {(\frac{3 π}{32 G ρ})}^{1 / 2} ⋍ 1.4 \times 1 0^{6} (\frac{n}{1 0^{3} [c m^{- 3}]}) [y r]

per a els valores típicos encontrados en les nubes moleculares ( $T = 10 K$ , $n = 50 c m^{- 3}$ ), se encuentran valores típicos per a la masa de Jeans de $M_{J} ⋍ 200 M_{⊙}$ y del tiempo de caída libre de $t_{f f} ⋍ 1 0^{5} y r$ . El tamaño de la nube en colapso se obté per mig de el radio de Jeans: $r_{j} = 9 (T / n)^{1 / 2}$ . Aixina, quan dins d'un núvol molecular existix localment una regió de cert tamany en una massa suficientment elevada de gas, el colapse gravitatorio d'eixa regió del núvol serà inevitable. No obstant, existixen atres mecanismes capaços de frenar el colapse del núvol i aumentar la massa de Jeans. Entre ells, el principal és la pressió tèrmica del gas (ya que el núvol no es troba a densitat o temperatura constants), encara que existixen uns atres com els moviments sistemàtics en el núvol (la rotació eixerciria una força centrífuga que expandiria el gas), o la turbulència.

Protoestrella

La massa, inicialment homogénea, acaba per formar una esfera de gas en el centre. Dita esfera es contrau més corrents diferenciant-se del restant del núvol. Esta estructura és l'embrió estelar denominat protoestrella. A pesar de la compressió del gas la seua densitat és, encara, massa baixa i la radiació seguix escapant lliurement. Per això, l'esfera a penes aumenta la seua temperatura fins a al cap d'uns centenars de mils d'anys. El cos llavors es torna opac a la radiació i escomença a calfar-se mentres es contrau. De fet, la mitat de l'energia gravitatoria perduda en el colapse seguix radiándose pero l'atra mitat ya s'invertix en calfar la protoestrella. La temperatura aumenta fins que la pressió de l'esfera compensa l'atracció gravitatoria d'esta. S'estabilisa, aixina, un núcleu convectiu del tamany de Júpiter, aproximadament, al com se li va agregant més i més matèria procedent del núvol circumdant que cau més llentament. En afegir-se més massa el núcleu ho compensa compactar encara més. En ell el transport tèrmic per radiació encara no és eficient ya que el cos està format per material escassament ionizado que deté als fotons. El procés proseguix fins a aplegar a uns 2000 graus moment en el quals molèculas d'hidrogen es disocian en el núcleu. Ara la creixent energia gravitatoria s'invertix en transformar el gas molecular en un gas format per àtoms lliures. El núcleu s'compactar cada volta més i la seua radiació cada volta més intensa excita el dens gas de la envoltura que cau sobre ell. Ara el mig ya no és transparent a la radiació i solament s'aprecia el gas que rodeja a la protoestrella. Este gas ha anat conformant, paulatinament, un disc d'acrecimiento per la rotació inicial del núvol originari (vore formació de discs d'acrecimiento). l'acreció de matèria proseguix, per mig d'un disc circunestelar. En dit disc poden originar-se planetas i asteroides si la metalicidad és lo suficientment alta. La matèria afegida a la protoestrella aumenta la massa i, per lo tant, la seua gravetat, per lo que esta reacciona comprimint-se més, aumentant aixina la seua temperatura. Quan ha caigut gran part del gas el mig es torna transparent a la llum de la protoestrella que escomença, llavors, a ser visible. El núcleu de la protoestrella no solament acaba per ionizar els seus elements sino que quan les temperatures són lo suficientment altes, comença la fusió del deuteri. la pressió de radiació resultant fa més llent el colapse del material restant pero no ho deté. El seu núcleu seguix comprimint-se més i la protoestrella seguix acretando massa. En esta etapa es produïxen fluix bipolars, un efecte que es deu, provablement, al moment angular del material que cau. El procés seguix aixina fins que s'inicia, finalment, l'ignició del hidrogen entorn als 10 millons de graus. Llavors la pressió aumenta dràsticament generant forts vents estelars en forma de fluix bipolars (chorrada protoestelares, jets protoestelares) que agranen i expulsen el restant del material envolvente. La nova estrela s'estabilisa en equilibri hidrostàtic i entra en la seqüència principal en la que transcorrerà la major part de la seua vida. Pero si el cos està per baix de les 0,08 masses solars el procés s'abortarà abans d'hora frenat per la pressió dels electrons degenerados sense haver aplegat encara a encendre l'hidrogen. L'objecte detindrà la seua contracció i es gelarà en un temps de Kelvin, uns pocs millons d'anys per a convertir-se, finalment, en una nana marró.

Formació d'estreles supermasivas

Les etapes del procés estan ben definides per a estreles la massa de les quals és aproximadament igual o menor que la massa del Sol. Per a masses majors, la duració del procés de formació estelar és comparable a les atres escals de temps de la seua evolució, molt més curtes, i el procés no està tan ben definit. D'algun modo es creu que l'ignició de l'hidrogen escomençaria prou ans que l'estrela aplegara a agregar la seua massa total. Una atra gran part de la massa més exterior seria no solament agranada i impulsada cap a l'espai interestelar sino també fotoionizada per la seua intensa radiació donant lloc a les regions HII. Siga com siga la vida d'estes estreles és tan curta, de l'orde de centenars o inclús decenes de millons d'anys, que en temps cosmològics ni tan sols existixen. La seua formació, vida i destrucció són processos molt dramàtics en els que a penes si hi ha descans. Se sap que l'opacitat aumenta en la metalicidad ya que els elements quant més pesats absorbixen més els fotons. Açò es traduïx en un major espente per part dels vents estelars de les estreles supermasivas que, en les metalicidades actuals de la galàxia, no conseguixen concentrar més de 120-200 M_Sol. Este espente impedix, a partir de cert punt, que l'estrela seguixca acretando massa, per això, les estreles més pobres en metals poden aplegar a masses majors. Es creu que les primeres estreles de l'univers, molt pobres en metals, es podrien haver format en masses de varis centenars de masses solars d'hidrogen i heli.

Vore també

Referències

↑ Plantilla:Cite journalast1=Lada
↑ O'Dell, C. R.. «Nebula». Lliure del món en la NASA. Llibre del món, Inc..
↑ «ÀNIMA capta dramàtics fòcs artificials estelars».
↑ «Size ca be deceptive».

Este artícul conté una traducció derivada de «Formación estelar» de Wikipedia en castellà publicada baix la Llicència de documentació lliure de GNU i la Llicència Creative Commons Reconeiximent-CompartirIgual 4.0 Internacional.

[1] Plantilla:Cite journalast1=Lada

[2] O'Dell, C. R.. «Nebula». Lliure del món en la NASA. Llibre del món, Inc..

[3] «ÀNIMA capta dramàtics fòcs artificials estelars».

[4] «Size ca be deceptive».

[1]

[2]

[3]

[4]