Nacimiento de las estrellas

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Estrellas no parecen cambiar!...
Estrellas de ahora son las mismas estrellas que vieron
los antiguos observadores del cielo.

 Por lo que sabemos ahora sobre ellas sin embargo…...
No pueden ser eternas!...

 Poderosas fuentes de energía → energía por
reacciones nucleares → Material para reacciones no es
ilimitado.

 Estrellas deben tener Origen y Final!


Preguntas:
¿cómo ocurre origen y final de estrellas? ¿cuánto tiempo
vive estrella? ¿qué sucede en el intermedio? ¿qué queda
después de que estrella “muere”

El reto: resolver estas preguntas, pero...
Observaciones: vida estrellas ocurre en escalas de
tiempo muy grandes

La evidencia de la vida en la Tierra...
...el Sol no ha cambiado considerablemente en los
últimos3'800 millones de años!


Pero en Teoría:

• Estrellas: cuerpos relativamente simple
• Aplicación leyes física para estudiar constitución de
estrella y su variación en el tiempo

• Cálculos complejos : COMPUTADOR

✔ La imagen resultante :
TEORÍA DE LA EVOLUCIÓN ESTELAR
Una de las más exitosas teorías científicas de todos los
tiempos!


Estados de la Materia
Sólido, Líquido, Gas, Plasma


¿De donde sale la materia para formar otras
estrellas?

¿De otra estrella tal vez?
No seria probable formar estrellas de la
diversidad observada.

Materia Prima:
Las nubes de Gas y Polvo interestelar.


El Medio Interestelar (MI)

✔ Espacio entre estrella no esta vacío: Gases
(átomos y moléculas), plasmas, polvo.
✔ 1 de cada 10 kg de materia en Galaxia es MI.
✔ Si hay tanta materia interestelar, por qué no
se “ve”?
✔ Su existencia e importancia no es para nada
despreciable.


✔ Materia en Medio Interestelar
Bajísima densidad. En promedio 1 a 10 partículas / cc
(Comparación: Aire 1019 partículas/cc)
Ante tal diferencia si no vemos el aire mucho mas difícil ver el MI
✔ ¿cómo se sabe de la existencia de esta materia?
Primeras evidencias: líneas de absorción desconocidas en los espectros
estelares, absorción interestelar, enrojecimiento interestelar


 Sitios Vacíos en el espacio
 Sustancia oscura y opaca que se interpone
entre las estrellas y nosotros.


Manifestación directa: Acumulación de MI...
….NUBES


Gas en nubes ha sido ampliamente estudiado...
... hoy conocemos en detalle la forma como la materia
se acumula en esas nubes y los efectos que esa
acumulación tienen en otros procesos astrofísicos

Nubes Moleculares Gigantes (NMG)

✔ Enormes y masivas (centenar pc, millones Msol)
✔ Gas: Hidrógeno, moléculas complejas
Polvo: 1 de cada 100 kg, tamaño granos de polvo
típicos
✔ Mucho más densa que promedio: 100 partículas/cc


Gran porción de ellas no detectables en visible
Solo visibles en otras longitudes de onda (emisión de
polvo – infrarrojo , moléculas -ondas de radio, etc.)


✔ Gran cantidad de polvo y gas se reúnen para
formar “Nubes Moleculares Gigantes”
Al interior de NMG ...

Nebulosas de Emisión

✔ Porciones pequeñas de NMG
(algunos años luz, miles Msol)
✔ Concentración leve de gas de nube:
100 – 1000 part / cc
✔ Gases calientes y luminosos (plasma, 10,000 K)
✔ Contienen estrellas luminosas y calientes (tipo OB)
✔ Luz UV de estrellas excita gases


Ej. Nebulosa de Orión, Nebulosa del Águila


Nebulosas Oscuras

✔ Concentraciones de materia localizadas y
pequeñas (año-luz, centenares Msol)
✔ Mucho más densas que resto (opacas a la
luz) 10,000 - 1 millón átomos/ cc
✔ Concentración de polvo
✔ Gases muy fríos: 10 K
✔ Nubes muy opacas a radiación
Nebulosas oscuras


✔ ¿Y la formación estelar?...
✔ Algunas pistas de la relación estrellas-MI:
La materia de la que esta hecho el medio interestelar es
la misma de la que están hechas las estrellas...
...es natural pensar que estrellas surgen de condensación
del Medio Interestelar

Es muy común observar asociación de grandes nubes con
estrellas MUY LUMINOSAS...
... estrellas que consumen muy rápido su combustible...
... estrellas recién nacidas ...
Normalmente en el seno de nubes se observan grandes
grupos estelares...


✔ Formación estrellas agregación de gas en
nube…...no es un proceso simple
✔ Condiciones formación estrella a partir de
nubes...

Normalmente nube o porciones de ella en
equilibrio mecánico (Gravitación = Presión)

Para formación estrella:
ruptura equilibrio + Perturbación de trozo de
nube
Pero no basta una perturbación en el equilibrio
de una porción de nube...


✔ Porción de nube debe tener suficiente cantidad
de masa para aplastarse bajo su propio peso

M > MJ ∼ T / ρ
Masa de Jeans

Consecuencias:

✔ T pequeña masa de Jeans pequeña (poca presión)
✔ ρ grande masa de Jeans pequeña (mucha
gravitación)
✔ Si perturbación + condición de Jeans:
Nubes se comienza a contraer constantemente:
COLAPSO


Colapso gravitacional de una nube
Condiciones de temperatura y presión son
satisfechas en el seno de nebulosas oscuras...
El lugar de nacimiento de estrellas!


El proceso de formación estelar a partir de una
nube se da en 3 grandes etapas:

Primera etapa: Colapso isotérmico de un
grumo de nube (nube colapsa sin calentarse)

✔ Colapso
✔ Energía gravitacional → calor
✔ Calor → radiación
✔ Radiación escapa por transparencia de nube
✔ ρ crece, T constante → MJ decrece


 ρ crece, T constante → MJ decrece


Consecuencia: grumos pequeños dentro de
nube pueden empezar a crecer
FRAGMENTACIÓN


Cada pequeño grumo de esos se convertirá
posteriormente en una estrella y tal vez un
sistema planetario.


Segunda etapa: colapso adiabático (no escapa
el calor) y fin de la fragmentación

• Densidad se ha hecho muy grande
• Nube se hace opaca
• ρ grande ... pero ... T muy grande también :
MJ no cambia
FIN DE FRAGMENTACION
Cada fragmento : formará una estrella
Toda la nube: conjunto de estrellas (Guardería
estelar)


Cuánto ha durado el proceso hasta este punto?...
... un estimativo grueso se puede hacer usando la
teoría del colapso gravitacional en “caída libre”

Ej. Nube de gas densa, ρ = 10-18 g/cm3
t ∼ 100,000 años

Tercera etapa: colapso gravitacional de un
fragmento
1 Fragmento formará: 1 estrella individual
A muy alta densidad: colapso se hace muy lento
Casi-equilibrio mecánico
PROTOESTRELLA


Características Protoestrella:

✔ Globo enorme de gas
(10 –100 tamaño Sol)

✔ Gas caliente
(2,000-3,000 K)

✔ Por su gran tamaño:
gran luminosidad (100 Lsol)

✔ ¿Por qué no las vemos?...

Cascarón de polvo
Nube que forma, Concentración Polvo


Infrarrojo


Fuente de Energía
✔Polvo calentado por radiación :
emisión en infrarrojo
✔ Material en cascarón: cae sobre protoestrella
✔ Protoestrella gana lentamente masa...
✔ Choque materia en caída con “superficie”
Protoestrella.. Produce muchísima energía
✔ Fuente principal de energía protoestrella...
... “golpe” constante de materia que cae sobre
ella!
Estadio de protoestrella:
...etapa más prolongada nacimiento


Caso Extraño
Los astrónomos han encontrado que en el
plazo de 3 años, la nube de polvo detectada
en torno a la joven estrella TYC 8241 2652
situada a 456 años luz, ha desaparecido.


Según los modelos actuales, la escala de tiempo
más aceptada para la desaparición de los discos
protoplanetarios es de cientos de miles de años.

Esta enorme diferencia de tiempo desconcierta a
los astrónomos. Lo que hace unos pocos años
parecía un disco de formación planetaria
alrededor de una estrella, ahora se ha convertido
en una fina capa de polvo que podría tener su
origen en las colisiones entre los cuerpos
rocosos del sistema.

En verdad, un completo enigma y un reto para la
investigación


Síntesis:
✔ Nube molecular gigante
✔ Nebulosas oscuras: grumos
✔ Perturbación equilibrio mecánico (supernova vecina,
brazos espirales...)
✔ Colapso rápido
✔ Fragmentación
✔ Formación de protoestrella
✔ Protoestrella: casi-equilibrio mecánico, energía por
colapso
✔ Pero todavía el cuerpo no se ha convertido en una
estrella...

...antes de hacerlo pasará por procesos muy
importantes en su historia!


Fusión de Deuterio
✔ Contracción lenta: calentamiento interior
✔Cuando temperatura 1 millón grados:
Fusión Deuterio
✔ Nueva fuente de energía para protoestrella
✔ Pero no dura mucho en apagarse...
...1 núcleo de deuterio por cada 10,000 de hidrógeno

Formación de Disco Proto-planetario
✔ Grumo que dio origen a protoestrella:
lenta rotación inicial
...Colapso grumo : incremento velocidad de rotación
✔ Achatamiento y concentración cerca a plano que
rodea protoestrella


Formación de agregados de polvo y gases: planetesimales
✔ Disco de detritos sólidos alrededor de protoestrella
PROPLYD : PROtoPLanetarY Disk
✔ Sistema planetario en formación!


Fases activas
En cierto momento y por razones todavía oscuras:
protoestrella expulsa materia en lugar de
acumularla

Expulsión de materia:
✔ Produce energía en forma de radiación
✔ Destruye “cascarón” gaseoso alrededor de
protoestrella

Consecuencias:
✔ Procesos violentos alrededor de protoestrella


Estrellas de masa pequeña:
Objetos T-Tauri o Fase T-Tauri
T – Tauri, descubierto hacia 1852
La fase T – Tauri 10 millones de años después
de iniciado el proceso de formación estelar
Puede extenderse otro par de millones de años
más.


 Estrellas de masa grande:
Objetos Herbig-Haro
Formación de “Jets” de materia
 Infancia Terrible
Dispersión disco protoplanetario

Interrupción
Crecimientos planetas


✔ Culmina fase de formación primaria de
sistema planetario

✔ Estrella se hace visible!
Puede ubicarse en diagrama H-R!
T↓, R↑, L↑

✔ ¿algunas estrellas rojas y luminosas pueden
ser protoestrellas?
NO!
✔ Esta etapa de formación estelar....
puede durar millones de años


✔ Evolución posterior de protoestrella:
cambian sus características observacionales
(se contrae y calienta)
✔ Ubicación cambios en diagrama H-R
Trayectoria Evolutiva


✔ El paso final:
Temperatura núcleo alcanza valor crítico
(>9-10 millones grados)
Inicio fusión de Hidrógeno
Colapso se detiene
HA NACIDO UNA ESTRELLA HA NACIDO UNA
ESTRELLA

✔ Ubicación final en diagrama H-R :
SECUENCIA PRINCIPAL DE EDAD CERO
Zero Age Main Sequence
ZAMS


A la etapa previa a la llegada a la secuencia principal
se la llama también fase de presecuencia principal
• La duración de esta etapa, y de todas las que se
suceden a partir de este punto, depende de la
masa de la estrella...


✔ ... pero ... no todas las grumos de masa
arbitraria alcanzan este estado o lo hacen
tranquilamente...

M < 0.08 Msol:

✔ No se concentra suficiente para temperatura
de fusión
✔ No alcanza equilibrio hidrostático total
✔ Brilla sólo en infrarrojo

ENANA MARRÓN


M>100 Msol:

✔ Enorme cantidad de energía durante colapso
e inicio de fusión
✔ Antes de superar este valor, masa de estrella
no crece más
✔ 100 Msol masa superior limite para
estrella...
SUPERGIGANTE AZUL

Masas Estrellas: 0.08 Msol < M < 100 Msol

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