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Protoestrella

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Imagen visible e infrarroja de la Nebulosa Trífida , que muestra la presencia de numerosas protoestrellas (indicadas por flechas) ocultas por el gas y el polvo de la nube molecular, que aparecen como puntos brillantes en la imagen infrarroja sin contraparte óptica.

En astronomía , la protoestrella se define como la fase de formación estelar entre el colapso de la nube molecular y la fase estelar previa a la secuencia principal .

La protoestrella es el producto inmediato del colapso gravitacional de una densa nube del 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 contracción a una estrella de secuencia principal, mientras que las estrellas de mayor masa son mucho más rápidas: una estrella de 15 masas solares (M ) alcanza la secuencia principal en aproximadamente 100.000 años. [4]

El producto del primer colapso es la formación de un núcleo hidrostático, [5] que debe pasar por una fase de acreción . Esta es la fase crucial del proceso de formación estelar, ya que la cantidad de materia que la estrella ascendente logre acumular condicionará irreversiblemente su destino posterior: de hecho, si la protoestrella acumula una masa entre 0.08 [6] y 8-10 M posteriormente evoluciona a una estrella anterior a la secuencia principal; si, por el contrario, la masa es claramente superior, la protoestrella alcanza inmediatamente la secuencia principal. La masa también determina la vida útil de una estrella: las estrellas menos masivas viven mucho más tiempo que las estrellas más pesadas: varía desde miles de millones de años para las estrellas de clase MV[7] hasta unos pocos millones de años para las estrellas masivas de clase OV . [8]
Si el objeto no acumula una masa de al menos 0,08 M ☉, la activación de las reacciones de fusión de hidrógeno es imposible; esta "estrella perdida", después de una fase de estabilización, se convierte en lo que los astrónomos definen como una enana marrón . [9]

Premisa: el colapso de la nube

La región de formación de estrellas N11B, en la Gran Nube de Magallanes .

Una nube interestelar permanece en un estado de equilibrio hidrostático hasta que la energía cinética del gas, que genera una presión hacia el exterior, se equilibra con la energía potencial de la gravedad interna que tendería a provocar su colapso. [10]

Sin embargo, si la masa de la nube es tal que la presión del gas es insuficiente para equilibrar la gravedad, comenzará a manifestarse fenómenos de inestabilidad que provocarán su colapso gravitacional . La masa límite más allá de la cual la nube colapsará se llama masa de Jeans , directamente proporcional a la temperatura e inversamente proporcional a la densidad de la nube: [4] cuanto menor es la temperatura y mayor la densidad, menor es la cantidad de masa necesaria para que este proceso tenga lugar. [5] De hecho, a medida que las regiones más densas, en su camino hacia el colapso, incorporan materia, se alcanzan localmente masas más bajas de Jeans, que por lo tanto conducen a una subdivisión de la nube en porciones jerárquicamente cada vez más pequeñas, hasta que los fragmentos alcanzan un estelar. masa. Estos fragmentos, llamados núcleos densos , tienen dimensiones entre 6000 y 60,000 AU , densidad del orden de 10 5 -10 6 partículas por cm 3 [11] y contienen una cantidad variable de materia; el rango de masas es muy grande, pero las masas más pequeñas son las más comunes. Esta distribución de masa coincide con la distribución de masas estelares, sin embargo teniendo en cuenta que la masa de una nube es tres veces la masa de la estrella que se originará de ella, lo que indica que solo un tercio de la materia en la nube dará lugar al astro, mientras que el resto se dispersará en el espacio.[1]

El colapso no siempre comienza de forma espontánea, debido a la turbulencia interna del gas, o debido a la disminución de la presión interna del gas debido al enfriamiento o disipación debido a los campos magnéticos.[1] En efecto, más a menudo, como lo muestra la mayoría de los datos de observación, es necesaria la intervención de algún factor que desde el exterior perturbe la nube, provocando inestabilidades locales y promoviendo así el colapso. Existen numerosos ejemplos de estrellas, en su mayoría pertenecientes a grandes asociaciones estelares , cuyas características muestran que se formaron casi simultáneamente: dado que un colapso simultáneo de núcleos densos independientes sería una coincidencia increíble, es más razonable pensar que esta es la consecuencia de un fuerza aplicada desde el exterior que actuó sobre la nube provocando el desencadenamiento del colapso y la formación de un gran grupo de estrellas.[1]
Puede haber varios eventos externos capaces de promover el colapso de una nube: ondas de choque generadas por la colisión de dos nubes moleculares o por la explosión de una supernova cercana; [2] las fuerzas de marea que surgen como resultado de la interacción entre dos galaxias , que desencadenan una violenta actividad de formación de estrellas llamada starburst ; [3] la supervisión energética llamarada de una formación de estrella cercana en [12] o la presión del viento de una estrella masiva cercana o de su emisión ultravioleta intensa. [4] [13]

La protoestrella en el modelo estándar

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: Formación de estrellas § Modelo estándar de formación de estrellas .

El núcleo hidrostático y la formación de la protoestrella

Diagrama que muestra cómo el gas colapsante, que formará la protoestrella, dispersa la energía gravitacional acumulada ( vectores centrípetos en negro) mediante radiación (flechas onduladas en rojo).

Los fragmentos de la nube, inicialmente en equilibrio, continúan contrayéndose lentamente durante algunos millones de años a una temperatura constante mientras la energía gravitacional se disipa por la irradiación de ondas de radio milimétricas. [4] En cierto punto se producen fenómenos de inestabilidad que provocan un colapso repentino del fragmento, lo que conduce a un aumento de la densidad en el centro hasta 30 mil millones de moléculas por cm 3 . Este aumento conduce a una opacificación de la nube a su propia radiación, con el consiguiente aumento de temperatura (de 10 a 60-100 K) y ralentización del colapso. [4] Por tanto, el calentamiento da lugar a un aumento de la frecuencia de las ondas electromagnéticas emitidas; la nube ahora irradia en el infrarrojo lejano , al que es transparente. De esta forma el polvo media el segundo colapso de la nube. [14] Se crea así una configuración en la que un núcleo central hidrostático atrae gravitacionalmente la materia difundida en las regiones externas: [5] es el llamado Primer Núcleo Hidrostático , que sigue aumentando su temperatura según el teorema del virial ; la caída del material sobre esta región central opaca crea ondas de choque que calientan aún más el gas. [15] Después de esta fase de crecimiento de la envoltura, el núcleo comienza una fase de contracción casi estática.

Cuando la temperatura nuclear alcanza unos 2000 K, la energía térmica disocia las moléculas de H 2 en átomos de hidrógeno , [15] que poco después se ionizan junto con los átomos de helio. Estos procesos absorben la energía liberada por la contracción, lo que le permite continuar durante períodos de tiempo comparables al período del colapso a velocidad de caída libre . [16] Tan pronto como la densidad del material que cae alcanza el valor de 10 −8 g cm −3 , la materia se vuelve lo suficientemente transparente para permitir que la energía radiante escape. La combinación de convección en el interior y la emisión de radiación permite que el embrión estelar contraiga su propio haz . [15] Esta fase continúa hasta que la temperatura de los gases es suficiente para mantener una presión lo suficientemente alta como para evitar un mayor colapso; Se consigue así el equilibrio hidrostático . Cuando el objeto así formado cesa, esta fase de crecimiento toma el nombre de protoestrella ; el embrión estelar permanece en esta fase durante algunas decenas de miles de años. [13]

Fase de crecimiento

Los objetos de Herbig-Haro (HH)

Los objetos HH constituyen una clase peculiar de nebulosas de emisión [17] que se forman cuando el gas expulsado por los chorros polares de la protoestrella choca con la envoltura más densa circundante, a velocidades iguales a cientos de kilómetros por segundo, excitando los átomos del gas que se ilumina por triboluminiscencia .

Animación del objeto HH 30.

Se cree que estos fenómenos tienen una duración relativamente corta, según estimaciones de algunas decenas o como máximo algunos cientos de miles de años, [17] al final de los cuales se disuelven en el medio interestelar bajo la acción del viento del estrellas recién formadas; Las observaciones realizadas por el telescopio Hubble también revelan que estos objetos evolucionan rápidamente en unos pocos años. [18]
Los objetos de HH consisten principalmente en hidrógeno y helio, en porcentajes de masa del 75% y 25% respectivamente. Menos del 1% está formado por elementos y compuestos más pesados, como agua (en estado de hielo ), silicatos , dióxido de carbono (al estado de hielo ), metano y metanol . [19] Sus espectros también muestran un claro predominio de las emisiones de hidrógeno de Balmer , con líneas de emisión de oxígeno [O (I)], azufre [S (II)], nitrógeno [N (I)] y hierro [Fe (II) ] catiónico , en el que también destacan las líneas fuertemente excitadas de O (II) y N (II), junto con las débiles emisiones de O (III). [20]

Después del colapso, la protoestrella debe aumentar su masa acumulando gas; así comienza una fase de crecimiento que se desarrolla a una tasa de alrededor de 10 −6–10 −5 M por año. [4] La acreción del material hacia la protoestrella continúa gracias a la mediación de un disco de acreción , alineado con el ecuador , que se forma cuando el movimiento de rotación de la materia que cae (inicialmente igual al de la nube) se amplifica debido a la conservación del momento angular . [4]
La tasa de crecimiento no es constante: de hecho, la futura estrella alcanza rápidamente lo que será la mitad de su masa final, mientras que tarda diez veces más en acumular la masa restante.[1]

Sólo una parte de la materia del núcleo denso (se estima alrededor de un tercio[1] ) caerá sobre la protoestrella; de hecho, si se le transfiriera todo el momento angular del disco, su velocidad de rotación aumentaría hasta alcanzar un valor de fuerza centrífuga tal que provocaría su desmembramiento. En esta fase, además, se forman flujos moleculares que parten de los polos de la protoestrella, probablemente para dispersar el exceso de momento angular. [4] Los mecanismos en el origen de la formación de estos chorros aún no están del todo claros, pero se cree que se debe atribuir un papel importante a las líneas de fuerza del campo magnético estelar , cuya deflexión y represalia al cruzar el la acreción causaría una especie de hélice que canaliza el plasma expulsado en un chorro delgado. [4] La colisión de estos chorros con el gas de la nube puede generar formaciones particulares conocidas como objetos Herbig-Haro (objetos HH). [18]

Cuando se alcanza una temperatura de al menos un millón de kelvin en el núcleo, comienza la fusión del deuterio , un isótopo de hidrógeno formado por un protón y un neutrón ( 2 1 H); la presión de radiación resultante ralentiza (pero no detiene) el colapso, mientras continúa la caída de material desde las regiones internas del disco de acreción hasta la superficie de la protoestrella. [4] La cantidad de energía que la fusión de deuterio puede liberar por unidad de masa del gas interestelar viene dada por la relación :

La estructura de una protoestrella:
1. Gas de nube descendente (ópticamente transparente).
2. Fotosfera infrarroja ( falsa fotosfera ).
3. Caparazón de polvos que caen (ópticamente opacos).
4. Frente de choque (sublimación de polvos).
5. Núcleo hidrostático protestelar.

Dónde está es la relación numérica de deuterio a hidrógeno, es la fracción de masa de hidrógeno, (= 5.49 MeV ) la energía desarrollada por una sola reacción e es la masa del átomo de hidrógeno . La fusión nuclear es más eficiente durante la fase de acreción que cuando se alcanza una masa fija, ya que continuamente se acumula nuevo combustible lo que aumenta la velocidad de las reacciones. [5] La velocidad de las reacciones también es muy sensible a la temperatura, por lo que el deuterio actúa como un termostato, manteniendo la temperatura central constante en un millón de K, mientras que nueva masa continúa precipitando en el núcleo desde la envoltura gaseosa externa; en consecuencia [21] la relación entre la masa y el radio durante la fase en la que la velocidad de fusión es mayor permanece constante. [5] Este confinamiento de la relación masa-radio del núcleo estelar, combinado con los rastros evolutivos de la fase previa a la secuencia principal posterior, produce, en la parte derecha del diagrama de Hertzsprung-Russell (HR), una "línea de nacimiento ". ) teórico de acuerdo con los datos de observación. [5]

En esta fase, la protoestrella está rodeada por el resto de la nube, que suele ser muy densa y polvorienta. La radiación de la protoestrella evapora el gas circundante y sublima el polvo, mientras que los granos de polvo adyacentes al núcleo hidrostático constituyen una falsa fotosfera que lo enmascara, hasta que la luz de éste es capaz de deshacerlo. Al final de este proceso la protoestrella es muy grande, brillante y fría. [22]

La estructura de la protoestrella varía durante la fase de crecimiento, en relación a si se ha encendido o no la fusión de deuterio: de hecho, antes de dispararse, el objeto es casi completamente convectivo y el núcleo consta de una gran región interna inerte y una fina sedimentación. zona que, a diferencia de la región interna, es claramente adiabática y es responsable de casi toda la luminosidad interna del núcleo; después de la ignición del deuterio, provocada por el aumento de la masa y por tanto de la temperatura interna, la energía es transportada por radiación mientras el núcleo desarrolla dos o más zonas de convección interna más o menos y la energía nuclear contribuye significativamente a la cantidad total de energía emitida por la protoestrella. [5] En este punto, la protoestrella alcanza la fase estelar previa a la secuencia principal (estrella PMS). [22]

Protoestrellas masivas

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: Formación de estrellas § Formación de estrellas masivas .
Representación gráfica de un disco circunestelar alrededor de una protoestrella masiva. El disco se extiende por unas 130 unidades astronómicas y tiene una masa similar a la de la estrella; sus porciones más internas están libres de polvo, vaporizado por la intensa radiación estelar.

Tomada literalmente, la teoría estándar de la formación de estrellas parece excluir la existencia de estrellas masivas (M> 8 M ), ya que cuando entran en juego masas muy altas, el embrión estelar alcanza las condiciones necesarias con extrema rapidez. esto resultaría en la detención inmediata de la fase de acreción y una fuerte limitación de la masa de la futura estrella. Por tanto, se cree que en el caso de las estrellas masivas, hay que sumar otros mecanismos a los descritos en el modelo estándar, mecanismos que todavía están en cierta medida sujetos a hipótesis en la actualidad, que permiten explicar cómo estos objetos alcanzan las cantidades de materia que los caracteriza.

La Nebulosa Trífida vista en el infrarrojo; en el interior se han identificado varios embriones de estrellas masivas. [23]

Numerosos modelos teóricos [24] y datos observacionales [25] confirman que incluso la formación de estrellas masivas se produce gracias a la mediación de un disco circunestelar y mediante la formación de chorros, [26] que permiten, mediante la creación de una cavidad en el material nebuloso, una salida a través de la cual la gran radiación de una protoestrella masiva puede dispersarse sin afectar el crecimiento. [27] [28] Sin embargo, después de la fase protoestelar, estas estrellas no pasan por la fase PMS, sino que alcanzan directamente la secuencia principal ; la intensa emisión electromagnética (en particular de radiación ultravioleta ultravioleta ) que sigue terminaría inmediatamente la fase de acreción, manteniendo así la masa de la estrella dentro de unas diez masas solares. [4] Sin embargo, el descubrimiento de estrellas supermasivas (incluso mucho más allá de los 100 M ) ha llevado a los astrofísicos a formular modelos que pueden explicar su formación. Para responder a esta pregunta, se han elaborado modelos simulados por computadora , basados ​​en la teoría del crecimiento competitivo , cuyos resultados se dieron a conocer en enero de 2009. [29] El colapso y la rotación de una enorme nube molecular conduce a la formación del disco de acreción, que alimenta a la protoestrella. El gran tamaño del disco lo vuelve gravitacionalmente inestable, lo que provoca su fragmentación y la formación en estos fragmentos de tantas protoestrellas secundarias, la mayoría de las cuales precipitan y se fusionan con la protoestrella central. [29] La simulación también demostró por qué la mayoría de las estrellas masivas son sistemas múltiples; De hecho, se ha visto que una o más de las protoestrellas secundarias logra alcanzar, sin ser engullida por la protoestrella primaria, una masa tal que se libera de la principal, forma a su vez su propio disco y se fusiona con la secundaria. protoestrellas que se originan a partir de ella, convirtiéndose así también en una estrella masiva. [29] La observación de algunas regiones de formación estelar por el telescopio Spitzer ha confirmado parcialmente este modelo, aunque la verificación será complicada: de hecho, es difícil poder captar las estrellas masivas en el acto de su formación, dado que sin embargo, es un tipo de estelar bastante raro y dado que el proceso que conduce a su formación se agota en muy poco tiempo (a escala astronómica).[1]

Nota

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