394INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA 3.4 FORMACIÓN ESTELAR (** TIPO SOL) Gravedad vs. calor: al inicio domina movim. al inicio domina movim. aleatorio (calor); aleatorio (calor); nube de T ~ 100 K requiere ~10 57 átomos (~1 M  ) para “confinarla” gravitacionalmente  comienza colapso  formación de ** ■ Origen de la nube (especulativo): (a) compresión por radiación de ** O/B; (b) enfriamiento de nubes de ** O/B; (b) enfriamiento de nubes ■ ETAPA 1: nube interestelar tamaño ~ n* 10 pc, T ~ 10 K; M tot ~ miles de M  ; tamaño ~ n* 10 pc, T ~ 10 K; M tot ~ miles de M  ; ppalmte. gas (atómico/moléc.); ppalmte. gas (atómico/moléc.); poco polvo: ayuda a enfriar poco polvo: ayuda a enfriar (radiación sale facil); (radiación sale facil); fragmentación en pocos fragmentación en pocos millones de años millones de años Fragmentación de una nube interestelar:

395INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA Fragmentación termina encima de cierta densidad Fragmentación termina encima de cierta densidad Fragmentos se vuelven tan densos  opacos a radiación Fragmentos se vuelven tan densos  opacos a radiación  T crece, contracción continua  T crece, contracción continua ETAPA 2: Fragmento sigue contrayendo; ETAPA 2: Fragmento sigue contrayendo; contiene 1 – 2 M  ; ∅ ~ 100 veces mayor que sistema solar; contiene 1 – 2 M  ; ∅ ~ 100 veces mayor que sistema solar; densidad ~10 12 partic./m 3 ; densidad ~10 12 partic./m 3 ; calentamiento moderado: T ~ 100 K en núcleo calentamiento moderado: T ~ 100 K en núcleo ETAPA 3: comienza cuando tamaño ~ sistema solar; ETAPA 3: comienza cuando tamaño ~ sistema solar; regiones centrales: opacos a radiación, T ~ K; regiones centrales: opacos a radiación, T ~ K;  ~ partíc./m 3 ;  “protoestrella”  ~ partíc./m 3 ;  “protoestrella” gas en periferia todavía frío (por radiación); gas en periferia todavía frío (por radiación); hacia final de etapa 3 existe “superficie [proto]estelar” hacia final de etapa 3 existe “superficie [proto]estelar” (fotósfera, sin que haya fusión nuclear en el centro) (fotósfera, sin que haya fusión nuclear en el centro) Ejemplo: nube de Orión... Ejemplo: nube de Orión...

396INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA Discos protoplanetarios Nubes moleculares, ∅ ~ km (sistema solar) (“proplyds”)

397INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA ETAPA 4 y 5: Evolución de la protoestrella ETAPA 4 y 5: Evolución de la protoestrella ~ 10 5 años tras formarse el fragmento, T ~10 6 K en centro; ~ 10 5 años tras formarse el fragmento, T ~10 6 K en centro; tamaño ~ órbita de Mercurio; T(superficie) ~ K; tamaño ~ órbita de Mercurio; T(superficie) ~ K; relación R-L-T  L* ~ 1000 L  relación R-L-T  L* ~ 1000 L  (debido a colapso gravitacional; (debido a colapso gravitacional; NO hay fusión nuclear ! ) NO hay fusión nuclear ! ) - “estrella” entra en diagrama H-R - “estrella” entra en diagrama H-R - contracción lenta (calor frena) - contracción lenta (calor frena) ETAPA 5: R ~ 10 R  ; L disminuye; ETAPA 5: R ~ 10 R  ; L disminuye; T nucl ~ K (sigue sin fusión); T nucl ~ K (sigue sin fusión); fase “T Tauri”: fuertes vientos fase “T Tauri”: fuertes vientos “protoestelares”; “protoestelares”; evolución más lenta evolución más lenta

398INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA ETAPA 6: Estrella recién nacida ETAPA 6: Estrella recién nacida ~ 10 7 a tras formarse: protoestrella  ~ 10 7 a tras formarse: protoestrella  estrella verdadera: R~10 6 km, T centro ~ 10 7 K estrella verdadera: R~10 6 km, T centro ~ 10 7 K  fusión nuclear (cadena pp)  fusión nuclear (cadena pp) T superf ~ 4500 K; L * ~ 2/3 L  T superf ~ 4500 K; L * ~ 2/3 L  - Evidencia para su existencia: objetos infrarrojos (no estelares) embebidas en “capullos” (“cocoon”) de polvo. - Evidencia para su existencia: objetos infrarrojos (no estelares) embebidas en “capullos” (“cocoon”) de polvo. deben ser jóvenes (se dispersan rápido) deben ser jóvenes (se dispersan rápido) solamente ocurren en núcleos densos de solamente ocurren en núcleos densos de nubes moleculares nubes moleculares - durante ~ a * contrae ~ 30%; T cen aumenta a ~ K, T superf ~ 6000 K  se alcanza ETAPA 7 tras total de ~ a; T superf ~ 6000 K  se alcanza ETAPA 7 tras total de ~ a; equilibrio entre gravedad y radiación; “quema” su combustible y equilibrio entre gravedad y radiación; “quema” su combustible y se queda en mismo lugar del diagrama H-R por ~ a se queda en mismo lugar del diagrama H-R por ~ a Imagen IR de protoestrella “Barnard 5”

399INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA FORMACIÓN DE ESTRELLAS DISTINTAS AL SOL En general: En general: fragmentos grandes : fragmentos grandes :  ** masivas;  ** masivas; fragmentos pequeños fragmentos pequeños  ** de baja masa  ** de baja masa caminos evolutivos en el caminos evolutivos en el diagrama H-R difieren según M * diagrama H-R difieren según M * ** más masivas (tipo O) ** más masivas (tipo O) se forman en 10 6 a se forman en 10 6 a ( ~ 1/50 del tiempo para el Sol) ( ~ 1/50 del tiempo para el Sol) ** Tipo M (baja masa) ** Tipo M (baja masa) requieren ~10 9 a para formarse requieren ~10 9 a para formarse

400INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA IMPORTANTE: secuencia principal NO es un camino IMPORTANTE: secuencia principal NO es un camino evolutivo; una vez alcanzada la sec. ppal., * se queda evolutivo; una vez alcanzada la sec. ppal., * se queda en el mismo lugar toda su vida de ¨combustión¨; en el mismo lugar toda su vida de ¨combustión¨; * no puede subir ni bajar a lo largo de la sec. ppal., * no puede subir ni bajar a lo largo de la sec. ppal., siguientes etapas → ”muerte” = salida de la sec. ppal. siguientes etapas → ”muerte” = salida de la sec. ppal. ENANAS MARRÓNES (¨E. CAFÉS¨, brown dwarfs) Fusión nuclear requiere M * ≳ 0.08 M  = 80 M Júpiter ; E.M. NO brillan por fusión núclear, pero por contracción (calor); detección difícil; varios candidatos detectados detección difícil; varios candidatos detectados Gliese 229 (HST) Gliese 623 (HST) a ~7 " Compañera: L ~10 -6 L  M ~ 50 M Júp Gliese desdeTierra

401INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA ENANAS MARRONES (E.M.) ENANAS MARRONES (E.M.) - descubiertos en 1994, sospechados hace mucho más - descubiertos en 1994, sospechados hace mucho más - detectados por presencia de Li (el lítio debía destruirse por fusión nuclear en ** de baja masa)  no hay fusión en E.M. - detectados por presencia de Li (el lítio debía destruirse por fusión nuclear en ** de baja masa)  no hay fusión en E.M : se encuentra metano (CH 4 ) en Gliese 229b  1 a enana marrón : se encuentra metano (CH 4 ) en Gliese 229b  1 a enana marrón : se propone nueva clase espectral “L” para T ~ K : se propone nueva clase espectral “L” para T ~ K (se forma “polvo”(= granos de minerales) en sus fotósferas (se forma “polvo”(= granos de minerales) en sus fotósferas  éste elimina líneas de abs. de TiO y otros óxidos del espectro)  éste elimina líneas de abs. de TiO y otros óxidos del espectro) - para T < 1400 K  CO se convierte en metano  gran cambio - para T < 1400 K  CO se convierte en metano  gran cambio en el espectro  nueva clase espectral “T” en el espectro  nueva clase espectral “T” - muy pocas E.M. orbitan ** de tipo solar; 20% de las E.M. - muy pocas E.M. orbitan ** de tipo solar; 20% de las E.M. conocidos resultan ser binarias de dos E.M., tipicamente conocidos resultan ser binarias de dos E.M., tipicamente separadas por < 10 U.A. separadas por < 10 U.A.

402INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA CÚMULOS DE ** - formados de la misma nube original - buenos “laboratorios” para estudiar ** (misma edad, distancia y composición (misma edad, distancia y composición química; sólo M=masa difiere) química; sólo M=masa difiere) CÚMULOS ABIERTOS CÚMULOS ABIERTOS contienen ~ ** ; ∅ ~ unos pc contienen ~ ** ; ∅ ~ unos pc ** O,B deben ser jóvenes  ** O,B deben ser jóvenes  edad del cúmulo ≲ a  edad del cúmulo ≲ a  ** con L ≲ L  no alcanzaron sec.ppal. ** con L ≲ L  no alcanzaron sec.ppal. C.A. viven 10 8 …10 9 a antes de disociarse C.A. viven 10 8 …10 9 a antes de disociarse (por evaporación de ** con v > v escape ) (por evaporación de ** con v > v escape )  Pleiades (M45) a ~ 120 pc distancia; Imagen óptico y diagrama H-R Imagen óptico y diagrama H-R

403INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA ASOCIACIONES DE ESTRELLAS (“ASOC. O-B”) ASOCIACIONES DE ESTRELLAS (“ASOC. O-B”) - menos masivas, más extensas ; - menos masivas, más extensas ; - contienen unos 10 2 **, ∅ ~ pocas decenas de pc; - contienen unos 10 2 **, ∅ ~ pocas decenas de pc; - ricos en ** jóvenes, sobreviven pocos 10 7 años - ricos en ** jóvenes, sobreviven pocos 10 7 años → “desbaratadas” por marea de Vía Láctea; → “desbaratadas” por marea de Vía Láctea; - menos ** que en cúmulos abiertos - menos ** que en cúmulos abiertos → ¿ menor fracción de nube original termina en ** ? → ¿ menor fracción de nube original termina en ** ?

404INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA CÚMULOS GLOBULARES - todos casi esféricos (→nombre); - ~150 conocidos : lejos y cerca del plano Galáctico (distribución esférica) Galáctico (distribución esférica) - contienen 10 5 … 10 7 **; ∅ ~ 50 pc; - diagrama H-R: carecen de ** O - F de la sec. ppal. (ninguna * de M >0.8 M ⊙ en la sec. ppal. (ninguna * de M >0.8 M ⊙ en la sec. ppal.) sec. ppal.) - ** O - F ya murieron (gastaron su combustible) combustible)  edad de los cúmulos ≳ a  edad de los cúmulos ≳ a (~ 70-80% edad del universo  (~ 70-80% edad del universo  tan viejos como nuestra galaxia) tan viejos como nuestra galaxia)  Ejemplo: ω Cen a 5000 pc ∅ ~ 40 pc límite de detección