miércoles, 21 de octubre de 2015
Formación estelar (I)
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 lÃmite inferior bien conocido de 0,08 MSol
para poder encender el hidrógeno. Por el contrario, el lÃmite superior es mucho
más difuso y viene determinado por un conjunto de factores que frenan el
proceso, la fuerza centrÃfuga creciente al irse comprimiendo la nube, los campos
magnéticos crecientes al aumentar las velocidades de las partÃculas 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
estarÃa en torno a 60 o 100 MSol. El proceso de formación estelar se
divide en dos fases: (1) nube molecular, y (2) protoestrella.
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 caÃda de material sobre
ese núcleo calienta su superficie, por lo que la protoestrella empieza a emitir
radiación.
La teorÃa 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 explosión de alguna supernova en las cercanÃas de la nube. Son
regiones frÃas (10-30 K) y densas (103-104 cm-3)
con dimensiones que varÃan 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 formación estelar. La mayor fuente de
información acerca de las nubes moleculares proviene del análisis de lÃneas de
emisión de moléculas 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 frÃas.
Cuanto más grande
es la nube molecular más corta es su vida. Esto se debe a que en el interior de
las nubes moleculares más grandes se forma estrellas de tipo O y B que emiten
fotones de alta energÃa que destruyen las moléculas.
Se puede describir
aproximadamente la compleja estructura de las nubes moleculares en términos de
nubes, clumps y núcleos (cores) protoestelares. Los clumps representan las
estructuras dentro de las cuales se forman los cumulos estelares, mientras que
los cores protoestelares representan las estructuras más pequeñas dentro de las
cuales se forman estrellas individuales o grupos de estrellas. Estas últimas
estructuras se forman por la fragmentación de los clumps.
Aún hoy en dÃa no
se entiende completamente cómo se forman las estrellas debido al colapso de
densos núcleos de gas.
Debido a alguna
clase de desencadenante, estos núcleos 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 frÃa colapse por sà misma. Sea como sea, el
resultado siempre es una región colapsante en caÃda libre. Dicha región es
inicialmente transparente a la radiación por lo que su compresión será
prácticamente isoterma. Toda la energÃa 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. AsÃ, se diferenciará un
núcleo más denso llamado protoestrella.
La teorÃa de la
fragmentación y colapso gravitatorio de nubes moleculares por su propia gravedad
aunque en la actualidad los procesos de formación estelar se conocen con mucha
mayor precisión constituye una buena primera aproximación.
Bajo determinadas
condiciones una nube molecular podÃa contraerse por atracción gravitatoria.
Solo hacÃa falta que fuera lo suficientemente masiva y frÃa. 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
crÃtica 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
clásico, entonces, una nube comienza a colapsar cuando la energÃa gravitacional
de la nube es más grande que su energÃa térmica:
AsÃ, cuando dentro
de una nube molecular existe localmente una región de cierto tamaño con una
masa suficientemente elevada de gas, el colapso gravitatorio de esa región de
la nube será inevitable. Sin embargo, existen otros mecanismos capaces de
frenar el colapso de la nube. Entre ellos, el principal es la presión térmica
del gas (dado que la nube no se encuentra a densidad o temperatura constantes),
aunque existen otros como los movimientos sistemáticos en la nube (la rotación
ejercerÃa una fuerza centrÃfuga que expandirÃa el gas), o la turbulencia.
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 energÃa 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, asÃ, 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 aún 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 energÃa 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). 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 asà su temperatura. Cuando ha caÃdo
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
asà 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.
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