Formación estelar

Formación estelar

Formación estelar

Pilares de gas molecular en la nebulosa del águila. Algunas estrellas están aún formándose en su interior.

La formación estelar es el proceso por el cual grandes masas de gas que se encuentran en galaxias formando extensas nubes moleculares se transforman en estrellas. Estas nubes moleculares pueden ir desde 100.000 masas solares a tan solo unas pocas. Los modelos de formación establecen un límite inferior bien conocido de 0,08 MSol para poder encender el hidrógeno. Por el contrario, el límite superior es mucho más difuso y viene determinado por un conjunto de factores que frenan el proceso, la fuerza centrífuga creciente al irse comprimiendo la nube, los campos magnéticos crecientes al aumentar las velocidades de las partículas cargadas y los vientos solares intensos que surgen cuando se empieza a estabilizar el embrión estelar. Con todo ello, se calcula que la masa máxima para una estrella estaría en torno a 60 o 100 MSol. El proceso de formación estelar se divide en dos fases uno como nube molecular y otro como protoestrella.

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En un primer momento, la nube colapsa y la radiación escapa libre. En la segunda etapa se forma un núcleo más denso y opaco a la radiación lo cual hace que se caliente. Finalmente, la caída de material sobre ese núcleo calienta su superficie por lo que la protoestrella empieza a emitir radiación.


Contenido

Nube molecular

La teoría actual sobre la formación estelar, sostiene que la formación estelar se da en las nubes moleculares gigantes. Estas nubes contienen, básicamente, hidrógeno molecular H2 (90%) y helio (9%), mientras que la abundancia de otros elementos depende fundamentalmente de la historia de nube, como por ejemplo la explosion de alguna supernova en las cercanias de la nube. Son regiones frías (10-30 K) y densas (103-104 cm-3) con dimensiones que varian entre 10 y 100 parsecs. Las nubes moleculares no son estructuras uniformes y el gas y el polvo dentro de ellas se distribuye a lo largo de estructuras filamentosas muy complejas con zonas de alta densidad que se corresponden con regiones de formacion estelar. La mayor fuente de informacion acerca de las nubes moleculares proviene del analisis de lineas de emision de moleculas como el CO, CS o NH3, a pesar de que el mayor constituyente de las nubes sea el H2. Esto se debe a las altas temperaturas necesarias para excitar esta molecular (~ 510K), mientras que las nubes son muy frias. Cuanto mas grande es la nube molecular mas corta es su vida. Esto se debe a que en el interior de las nubes moleculares mas grandes se forma estrellas de tipo O y B que emiten fotones de alta energia que destruyen las moleculas. Se puede describir aproximadamente la compleja estructura de las nubes moleculares en terminos de nubes, clumps y nucleos (cores) protoestelares. Los clumps representan las estructuras dentro de las cuales se forman los cumulos estelares, mientras que los cores protoestelares representan las estructuras mas pequeñas dentro de las cuales se forman estrellas individuales o grupos de estrellas. Estas ultimas estructuras se forman por la fragmentacion de los clumps. Aun hoy en dia no se entiende completamente como se forman las estrellas debido al colapso de densos nucleos de gas. Debido a alguna clase de desencadenante, estos nucleos se vuelven inestables gravitacionalmente, fragmentándose y colapsando. Los fragmentos pueden ir desde decenas hasta centenares de masas solares. La causa de la inestabilidad suele ser el frente de choque de alguna explosión de supernova o el paso de la nube por una región densa, como los brazos espirales. También puede ocurrir que una nube suficientemente masiva y fría colapse por sí misma. Sea como sea, el resultado siempre es una región colapsante en caída libre. Dicha región es inicialmente transparente a la radiación por lo que su compresión será prácticamente isoterma. Toda la energía gravitatoria se emitirá en forma de radiación infrarroja. Por otra parte, el centro de la región se contraerá más deprisa que el gas circundante por tener el primero mayor densidad. Así, se diferenciará un núcleo más denso llamado protoestrella.

Inestabilidad de Jeans

La teoría de la fragmentación y colapso gravitatorio de nubes moleculares por su propia gravedad fue desarrollada por James Jeans alrededor del año 1902 y aunque en la actualidad los procesos de formación estelar se conocen con mucha mayor precisión la teoría de Jeans constituye una buena primera aproximación. Jeans calculó que bajo determinadas condiciones una nube molecular podía contraerse por atracción gravitatoria. Solo hacía falta que fuera lo suficientemente masiva y fría. Una nube estable, si se comprime, aumenta su presión más rápidamente que su gravedad y retorna espontáneamente a su estado original. Pero si la nube supera cierta masa crítica entonces se inestabilizará toda y colapsará en todo su volumen. Éste es el motivo por el cual las inestabilidades suelen producirse en las nubes más grandes dando lugar a brotes intensos de formación estelar. En este escenario clasico, entonces, una nube comienza a colapsar cuando la energia gravitacional de la nube es mas grande que su energia termica:

| Eg | > Eth

Para el caso de una nube homogénea y esférica con masa M, temperatura T y radio R, esta condicion se puede expresar como:

\frac{3}{5}\frac{G M}{R}>\frac{3}{2}\frac{M}{\mu m_H} kT

Donde, G es la constante de gravitacion universal, k es la constante de Boltzmann, μ es el peso molecular medio y mH es el peso del atomo de hidrogeno. Esta inegualdad se expresa normalmente en funcion de la llamada masa de Jeans, segun la cual el colapso gravitacional comienza cuando:

 M_j = \left(\frac{3}{4\pi \rho}\right)^{1/2} \left(\frac{5kT}{2G\mu m_H}\right)^{3/2} \backsimeq 6 M_\odot \left(\frac{T^3}{n}\right)^{1/2}

Donde ρ es la densidad del gas y n=ρ / μmH es la densidad numerica. En ausencia de un soporte por presion, el colapso por gravedad se da en un tiempo de caida-libre:

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

Para los valores tipicos encontrados en las nubes moleculares (T=10 K, n=50 cm − 3), se encuentran valores tipicos para la masa de Jeans de M_J \backsimeq 100 M_\odot y del tiempo de caida libre de t_{ff}\backsimeq 10^5 yr. Estos valores son mucho mas pequeños de los valores observados de masa (10^4-10^6 M_\odot) y tiempo de vida ( > 107 yr) de las grandes nubes moleculares. Por lo tanto, segun la teoria clasica, las nubes moleculares deberian tener tiempos de vida mas cortos con una tasa de formacion estelar entorno a 250-300 masas solares por año, mientras que las observaciones indican valores entorno a las 3 masas solares por año. Por lo tanto otros mecanismos capaces de frenar el colapso de la nube son necesarios. Entre ellos, podriamos citar el campo magnetico, la rotacion del nucleo central y la turbulencia del gas.

Protoestrella

La masa, inicialmente homogénea, acaba por formar una esfera de gas en el centro. Dicha esfera se contrae más deprisa diferenciándose del resto de la nube. Esta estructura es el embrión estelar denominado protoestrella. A pesar de la compresión del gas su densidad es, aún, demasiado baja y la radiación sigue escapando libremente. Por ello, la esfera apenas aumenta su temperatura hasta al cabo de unos cientos de miles de años. El cuerpo entonces se torna opaco a la radiación y empieza a calentarse mientras se contrae. De hecho, la mitad de la energía gravitatoria perdida en el colapso sigue radiándose pero la otra mitad ya se invierte en calentar la protoestrella. La temperatura aumenta hasta que la presión de la esfera compensa la atracción gravitatoria de ésta. Se estabiliza, así, un núcleo convectivo del tamaño de Júpiter, aproximadamente, al cual se le va agregando más y más materia procedente de la nube circundante que cae más lentamente. Al añadirse más masa el núcleo lo compensa compactándose aún más. En él el transporte térmico por radiación aun no es eficiente ya que el cuerpo está formado por material escasamente ionizado que detiene a los fotones.

El proceso prosigue hasta llegar a unos 2.000 grados momento en el cual las moléculas de hidrógeno se disocian en el núcleo. Ahora la creciente energía gravitatoria se invierte en transformar el gas molecular en un gas formado por átomos libres. El núcleo se compacta cada vez más y su radiación cada vez más intensa excita el denso gas de la envoltura que cae sobre él. Ahora el medio ya no es transparente a la radiación y solo se aprecia el gas que rodea a la protoestrella. Este gas ha ido conformando, paulatinamente, un disco de acrecimiento debido a la rotación inicial de la nube originaria (ver formación de discos de acrecimiento). La acreción de materia prosigue, por medio de un disco circumestelar. En dicho disco pueden originarse planetas y asteroides si la metalicidad es lo suficientemente alta. La materia añadida a la protoestrella aumenta la masa y, por lo tanto, su gravedad, por lo que ésta reacciona comprimiéndose más, aumentando así su temperatura. Cuando ha caído gran parte del gas el medio se vuelve transparente a la luz de la protoestrella que empieza, entonces, a ser visible.

El núcleo de la protoestrella no solo acaba por ionizar sus elementos si no que cuando las temperaturas son lo suficientemente altas, comienza la fusión del deuterio. La presión de radiación resultante hace más lento el colapso del material restante pero no lo detiene. Su núcleo sigue comprimiéndose más y la protoestrella sigue acretando masa. En esta etapa se producen flujos bipolares, un efecto que se debe. probablemente, al momento angular del material que cae. El proceso sigue así hasta que se inicia, finalmente, la ignición del hidrógeno en torno a los 10 millones de grados. Entonces la presión aumenta drásticamente generando fuertes vientos estelares en forma de flujos bipolares (chorros protoestelares, jets protoestelares) que barren y expulsan el resto del material envolvente. La nueva estrella se estabiliza en equilibrio hidrostático y entra en la secuencia principal en la que transcurrirá la mayor parte de su vida.

Pero si el cuerpo está por debajo de las 0,08 masas solares el proceso se abortará antes de tiempo frenado por la presión de los electrones degenerados sin haber llegado aún a encender el hidrógeno. El objeto detendrá su contracción y se enfriará en un tiempo de Kelvin, unos pocos millones de años para convertirse, finalmente, en una enana marrón.

Formación de estrellas supermasivas

Las etapas del proceso están bien definidas para estrellas cuya masa es aproximadamente igual o menor que la masa del Sol. Para masas mayores, la duración del proceso de formación estelar es comparable a las otras escalas de tiempo de su evolución, mucho más cortas, y el proceso no está tan bien definido. De algún modo se cree que la ignición del hidrógeno empezaría bastante antes de que la estrella llegara a agregar su masa total. Otra gran parte de la masa más exterior sería no solo barrida e impulsada hacia el espacio interestelar sino también fotoionizada por su intensa radiación dando lugar a las regiones HII. Sea como sea la vida de estas estrellas es tan corta, del orden de cientos o incluso decenas de millones de años, que en tiempos cosmológicos ni siquiera existen. Su formación, vida y destrucción son procesos muy dramáticos en los que apenas si hay descanso.

Se sabe que la opacidad aumenta con la metalicidad ya que los elementos cuanto más pesados absorben más los fotones. Esto se traduce en un mayor empuje por parte de los vientos estelares de las estrellas supermasivas que, con las metalicidades actuales de la galaxia, no logran concentrar más de 120-200 MSol. Este empuje impide, a partir de cierto punto, que la estrella sigua acretando masa, por eso, las estrellas más pobres en metales pueden llegar a masas mayores. Se cree que las primeras estrellas del universo, muy pobres en metales, se podrían haber formado con masas de varios cientos de masas solares de hidrógeno y helio.

Véase también

Obtenido de "Formaci%C3%B3n estelar"

Wikimedia foundation. 2010.

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