Objeto estelar joven

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El término objeto estelar joven ( YSO , acrónimo del inglés Young Stellar Object ) identifica genéricamente a una estrella en proceso de formación .

Esta categoría consta de dos clases de objetos: protoestrellas y estrellas pre-secuencia principal . Algunos los dividen según criterios de masa en objetos estelares masivos jóvenes (MYSO, Massive Young Stellar Object ), objetos estelares jóvenes de masa intermedia (IMYSO, Intermediate Mass Young Stellar Object ) y enanas marrones .

Los YSO también están asociados con fenómenos típicos de las primeras etapas de la evolución estelar : chorros y flujos moleculares bipolares , máseres , objetos Herbig-Haro , discos circunestelares o protoplanetarios .

Protoestrellas

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: Protostella .
Imagen visible e infrarroja de la Nebulosa Trífida , que muestra la presencia de numerosos YSO (indicados por flechas) ocultos por los gases y el polvo de la nube molecular, que aparecen como puntos brillantes en la imagen infrarroja sin contraparte óptica.

La protoestrella es el producto inmediato del colapso gravitacional de una densa nube de medio interestelar . La mayoría de estas nubes se encuentran en un estado de equilibrio dinámico : la fuerza de la gravedad está equilibrada por la energía térmica de los átomos y moléculas que forman la nube. La ruptura de este equilibrio puede ocurrir de manera espontánea, debido a la turbulencia interna de la nube,[1] o, más a menudo, puede ser desencadenada por algún evento externo, como ondas de choque provocadas por la explosión de una supernova cercana o por una colisión entre dos nubes distintas, [2] las fuerzas de marea galácticas entre dos galaxias que interactúan [3] y así sucesivamente.

Cualquiera que sea la fuente de la perturbación, si la perturbación es lo suficientemente grande, puede hacer que la gravedad sobrepase la energía térmica en una región de la nube con mayor densidad , provocando un colapso. Las protoestrellas de masa similar a la del Sol suelen tardar 10 millones de años en evolucionar de una nube en condensación a una estrella de secuencia principal, mientras que las estrellas de mayor masa son mucho más rápidas: una estrella de 15 masas solares (M ) tarda unos 100.000 años en alcanzar. la secuencia principal. [4]

El producto del primer colapso es la formación de un núcleo hidrostático, [5] que debe pasar por una fase de acreción .

Estrellas previas a la secuencia principal

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: estrella pre-secuencia principal .

Cuando la envoltura de gas y polvo circundante se dispersa y el proceso de acreción termina, la protoestrella cambia a la fase estelar de secuencia previa a la secuencia principal (estrella PMS), cuya fuente de energía sigue siendo el colapso gravitacional, no la fusión, el hidrógeno como en las estrellas de la secuencia principal. Se reconocen dos clases principales de estrellas PMS: las variables de Orión , que tienen una masa entre 0.08 y 2 M , y las estrellas Ae / Be de Herbig , con una masa entre 2 y 8 M . Las variables de Orión se dividen a su vez en estrellas T Tauri , estrellas EX Lupi ( EXors ) y estrellas FU Orionis ( FUors ) ; estas dos últimas clases se consideran tipologías particulares de T Tauri. [6]

No existen estrellas PMS de más de 8 M , ya que cuando entran en juego masas muy elevadas, el embrión estelar alcanza las condiciones necesarias para el desencadenamiento de la fusión de hidrógeno de forma extremadamente rápida, iniciando la secuencia principal. [4]

Distribución de energía espectral (SED)

La clasificación de los objetos estelares jóvenes también se basa en investigaciones espectroscópicas en las longitudes de onda del infrarrojo, banda en la que estos objetos emiten una gran cantidad de radiación. De hecho, aunque la ubicación, tamaño y brillo brindan información esencial sobre la entidad de las fuentes infrarrojas, para comprender las características de estas fuentes es necesario recurrir a la distribución de energía espectral (SED, acrónimo de la distribución de energía espectral en inglés ), [ 7] o la variación de la intensidad de la radiación en función de la longitud de onda λ; en el caso de los procesos de formación de estrellas, los astrónomos estudian principalmente la porción del SED en las bandas del infrarrojo cercano y medio. [8]

Las estrellas T Tauri y las protoestrellas tienen SED característicos. Basándose en la contribución de la radiación emitida por el polvo y por la radiación de cuerpo negro emitida por la propia estrella, en 1984 CJ Lada y BA Wilking [9] dividieron el T Tauri en tres clases (I, II, III) en relación con los valores de los intervalos del índice espectral :

Dónde está es la frecuencia y la densidad del flujo luminoso . se calcula en el rango de longitud de onda ( ) entre 2,2 y 20 (en el infrarrojo cercano y medio).

Las fuentes de Clase I tienen espectros cuya intensidad aumenta muy rápidamente a medida que aumenta la longitud de onda λ e irradian más a λ> 20 µm; las fuentes de clase II tienen un espectro mucho más plano, con contribuciones casi iguales en el infrarrojo cercano y lejano; finalmente, las fuentes de clase III tienen un espectro que irradia más para λ <2 µm y se desvanece bruscamente para λ> 5 µm. [8]
Esta clasificación se extendió en 1993 también a las protoestrellas, a las que se les asignó la clase 0, caracterizada por una intensa emisión en las longitudes de la radiación submilimétrica , que sin embargo se vuelve muy débil a λ <10 µm. [10]

SED en objetos estelares jóvenes [11] [12]
Clase Espectro Apariencia del disco La edad Nota
Clase 0 Clase de espectro 0.png Clase de disco 0.png 10 4 años Fase inicial de crecimiento
Clase I. Espectro de clase I. png Disco clase I.png 10 5 años Disco opaco, envolvente que envuelve por completo a la estrella
Clase II Espectro de clase II.png Disco clase IIpng 10 6 años Disco ópticamente opaco
Clase III Espectro de clase III.png Disco clase IIIpng 10 7 años Disco ópticamente transparente

El espectro de estas clases de fuentes infrarrojas se puede explicar en términos del escenario evolutivo:

  • Clase 0: la radiación infrarroja es probablemente emitida por polvos isotérmicos a una temperatura de aproximadamente 30 K. La protoestrella aparece completamente rodeada de gases y polvos y está oscurecida por la gran profundidad óptica de la envoltura de polvo; la contribución de la radiación del cuerpo negro es casi nula. [7]
  • Clase I: la contribución del polvo a la radiación infrarroja promedio predomina sobre la de la radiación del cuerpo negro emitida por el joven T Tauri. Dado que este último parece escapar, al menos en parte, a través de la envoltura que rodea a la estrella, se plantea la hipótesis de que el polvo no interviene en una porción de la nube con un ángulo sólido bastante grande, dejando la posibilidad de que la radiación escape. . [7]
  • Clase II: la radiación del disco y la del cuerpo negro son casi equivalentes, una señal de que el disco de polvo que rodea a la estrella PMS se calienta. El ancho del componente del espectro que pertenece al disco es más ancho de lo que se puede esperar de la radiación del cuerpo negro emitida por un objeto de temperatura constante. De hecho, el disco tiene un gradiente de temperatura que disminuye a medida que aumenta la distancia a la estrella central. En esta etapa, la cantidad de polvo es considerablemente mayor que la de las fuentes de clase III. Classic T Tauri tiene SED similares a este. [7]
  • Clase III: la radiación del cuerpo negro prevalece sobre la del disco, una señal de que la energía proviene principalmente de la estrella central. Este SED se observa en el T Tauri cuyo espectro tiene líneas tenues. Aunque estas estrellas muestran líneas de emisión similares a la serie de hidrógeno de Balmer , no son particularmente evidentes, lo que indica que la cantidad de gas justo fuera de la estrella (probablemente residuos de la fase de acreción) es pequeña. En esta etapa, el disco es muy tenue (probablemente también dio lugar a la formación de planetas ) o desapareció casi por completo. [7]

Nota

  1. ^ ET Joven, nublado, con probabilidad de estrellas , en The Sciences , vol. 500, abril de 2010, págs. 76-83. Consultado el 11 de agosto de 2010 .
  2. ^ SW Falk, JM Lattmer, SH Margolis, ¿Son las supernovas fuentes de granos presolares? , en Nature , vol. 270, 1977, págs. 700-701.
  3. ^ CJ Jog, Starbursts desencadenados por la compresión de nubes en galaxias que interactúan , Actas del Simposio de la IAU # 186, Interacciones de galaxias en corrimiento al rojo bajo y alto , Kyoto, Japón, JE Barnes, DB Sanders, 26-30 de agosto de 1997. Consultado el 23 de mayo de 2009. .
  4. a b M. Heydari-Malayeri, El enigma de las estrellas masivas , en The Sciences , vol. 475, marzo de 2008, págs. 64-71. Consultado el 24 de junio de 2008 .
  5. ^ Formación de estrellas , en cosmored.it . Consultado el 18 de junio de 2010 .
  6. JA Acosta-Pulido, M. Kun, P. Ábrahám, Á. Kóspál, SZ Csizmadia, et al , The 2004-2006 Outburst and Environment of V1647 Ori , en The Astronomical Journal , vol. 133, mayo de 2007, págs. 2020-2036. Consultado el 8 de julio de 2009 .
  7. ^ a b c d y Distribución de energía espectral (SED) , en th.nao.ac.jp. Consultado el 25 de noviembre de 2009 .
  8. ^ a b Nubes moleculares y fuentes infrarrojas , en cosmored.it . Consultado el 18 de junio de 2010 .
  9. ^ CJ Lada, BA Wilking, La naturaleza de la población incrustada en la nube oscura Rho Ophiuchi - Observaciones en el infrarrojo medio , en Astrophysical Journal , vol. 287, 1984, págs. 610-621. Consultado el 21 de junio de 2010 .
  10. ^ P. André, D. Ward-Thompson, M. Barsony, Observaciones continuas submilimétricas de Rho Ophiuchi A - La protoestrella candidata VLA 1623 y grupos prestelares , en The Astrophysical Journal , vol. 406, 1993, págs. 122-141. Consultado el 21 de junio de 2010 .
  11. ^ P. André, Observaciones de protoestrellas y etapas protoestelares , The Cold Universe, Proceedings of the 28th Rencontre de Moriond, Les Arcs, France, 13-20 de marzo de 1993 , Thierry Montmerle, Ch. J. Lada, IF Mirabel, J. Tran Thanh Van. Gif-sur-Yvette, Francia: Editions Frontieres, 1994, p. 179. Consultado el 12 de junio de 2010 .
  12. ^ P. André, T. Montmerle, De las estrellas T Tauri a las protoestrellas: material circunestelar y objetos estelares jóvenes en la nube rho Ophiuchi , en The Astrophysical Journal, Parte 1 , vol. 420, n. 2, enero de 1994, págs. 837-862, DOI : 10.1086 / 173608 . Consultado el 12 de junio de 2010 .

Bibliografía

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  • V. Castellani, Fundamentos de la astrofísica estelar , Bolonia, Zanichelli, 1985. ( disponible en línea [ enlace roto ] )
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