Instituto de Astronomía y Física del Espacio Introducción al medio interestelar Dr. Sergio Ariel Paron Instituto de Astronomía y Física del Espacio CONICET - UBA Curso Asociación Argentina Amigos de la Astronomía – Junio 2012

Resumen Clase 2 En el MIE se produce una química muy rica Se generan muchas moléculas Hay moléculas orgánicas Algunas de ellas “prebióticas” En el MIE se encuentra todo el material para formar estrellas, planetas y vida

75 Júpiters para formar una estrella (fusionar H) 1.8986×1027 kg 317.8 Earths 1/1047 Sun 75 Júpiters para formar una estrella (fusionar H)

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Clase 3 Formación Estelar

Todo ocurre acá dentro

Fragmentación de la nube molecular Antes de dispersarse, las nubes moleculares viven unos 10 millones de años. Durante ese tiempo se producirá formación estelar.

Y la formación de las estrellas ocurrirá en las regiones más densas y oscuras (que no son “agujeros” en el cielo!)

El infrarrojo nos permite ver los interiores…

A partir del gas molecular ¿cómo se forman las estrellas? capullo de formación El proceso podría ser sencillo: por acción de la gravedad colapsan grumos de gas molecular, que irán calentándose hasta encender la fusión nuclear.

Epot + 2Ecin = 0 (Teorema del Virial) En el caso más sencillo de una esfera gaseosa en equilibrio virial se tiene que: Muchas partículas con movimientos (Ecin) y atracciones gravitatorias entre sí (Epot). Epot + 2Ecin = 0 (Teorema del Virial) Si Epot + 2Ecin  0 el sistema se expande Si Epot + 2Ecin  0 el sistema se contrae

Perturbaciones en un sistema no-magnético, isotérmico, homogéneo y autogravitante (sin turbulencia) ¡¡No hace falta seguir la matemática para entenderlo!! Jean (1902) obtuvo la siguiente relación entre la frecuencia de oscilación () y el número de onda (k) de pequeñas perturbaciones: donde cs es la velocidad del sonido, G la cte. de gravitación y 0 la densidad inicial. Las perturbaciones serán inestables ante la gravedad si su número de onda está por debajo de un valor crítico (el número de onda de Jean):

Toda nube que exceda la masa de Jean, colapsará Lo que es lo mismo pensar que existirá una perturbación con una longitud de onda crítica: J. Si la perturbación es esférica con un diámetro de J, directamente podemos hablar de una masa crítica, la masa de Jean: Toda nube que exceda la masa de Jean, colapsará bajo su propio peso.

Y así hasta alcanzar un nuevo estado de equilibrio… Fase inicial de colapso Fase de contracción adiabática Fase radiativa Y así hasta alcanzar un nuevo estado de equilibrio…

La gravedad debe contrarrestar los efectos de la presión interna y de la rotación del gas.

A este modelo sencillo se le puede hacer ciertas correcciones: considerar rotación considerar microturbulencia considerar estructuras no-esféricas etc En esencia es lo mismo, salvo que es un poco más realista… Pero… La cantidad de estrellas observadas es mucho menor a la tasa de formación que este modelo predice… ¿y entonces…?

C + UV  C+ + e- H2 + RC  H2+ + e- + RC La presencia de campos magnéticos y material ionizado en el MIE tiene gran importancia… En el problema pasa a tener relevancia: la tasa de ionización la magnetohidrodinámica La fotoionización y la ionización por rayos cósmicos producen iones (moléculas o elementos con carga) C + UV  C+ + e- H2 + RC  H2+ + e- + RC +

En las nubes moleculares los campos suelen ser en promedio ~ 0 En las nubes moleculares los campos suelen ser en promedio ~ 0.00003 Gauss (Imán de heladera ~ 100 G. Tierra ~ 0.6 G. Resonancia Magnética ~ 10000 G) Difusión ambipolar: líneas de campo magnético (B) iones material neutro colisiones Fuerza magnética Debido a las colisiones neutro-ion, el material neutro va “cayendo” más lentamente hacia el colapso…

si es magnetoestáticamente estable Nube supercrítica: Luego de analizar la ecuación del virial, ahora con campo magnético, se deduce que la atracción gravitatoria “le ganará” a la repulsión magnética solamente si la masa es: Esta masa crítica puede escribirse como una relación “crítica” masa-flujo magnético: Nube subcrítica: si es magnetoestáticamente estable Nube supercrítica: si es magnetoestáticamente inestable

Obtenemos un tiempo característico Resolviendo: diferencia entre la velocidad de los iones y la de los neutros (considerando una región cilíndrica de radio R) Obtenemos un tiempo característico de formación estelar para la difusión ambipolar: (x es la fracción de ionización)

El tiempo característico de formación estelar donde domina la difusión ambipolar es entre 10 y 20 veces más grande que el tiempo característico del modelo de caída libre (el que solo considera gravedad) (AD ~ 107 años) Esto explicaría la tasa de formación estelar baja observada en galaxias normales y el tiempo de vida alto de las nubes moleculares. Durante la década de 1980 y parte de la de 1990, la teoría magnética fue el “paradigma” de la formación estelar.

Pero… Con las mejoras en la técnicas observacionales y computacionales, se notaron ciertas falencias en la teoría magnética.

Se observa que las estrellas de alta masa y en núcleos de baja masa y magnéticamente subcríticos en núcleos magnéticamente supercríticos Dicotomía “artificial” en la formación de estrellas de baja o alta masa Se observa que las estrellas de alta masa y clusters de estrellas de alta masa se forman más rápidamente que las de baja masa… Proceso dinámico más rápido: Turbulencia en gran escala (macroturbulencia).

¿Nuevo “paradigma” en la formación estelar? Mac Low & Klessen (2004) proponen que la turbulencia supersónica más la gravedad y la contribución (en menor medida) de los campos magnéticos regula la formación estelar en toda escala, explicando la tasa de formación estelar observada… ¿Nuevo “paradigma” en la formación estelar?

Simulación de una nube molecular turbulenta donde se forman estrellas: La turbulencia puede ser inyectada por explosiones de SN, por regiones HII, y por vientos de estrellas masivas.

¿Y qué procesos ocurren durante la formación de la estrella? La rotación de la nube produce un achatamiento del gas del entorno de la protoestrella. Se forma un disco de acreción

Disco de acreción Obtiene materia de la nube “madre” Se producen chorros polares de materia (outflows)

Estos chorros colimados arrastran la materia de su entorno y forman frentes de choque. La protoestrella ya posee vientos que durante sus primeras etapas de formación son colimados por los campos magnéticos a través de sus polos.

Etapas en la formación de una estrella como nuestro Sol

Para entender la formación estelar es necesario entender la influencia que ejercen los distintos objetos astrofísicos en las nubes moleculares = turbulencias Regiones HII Roseta. Distancia: 5200 años luz 120 parsecs

Las estrellas de gran masa poseen poderosos vientos estelares que van “excavando” sus alrededores… Y en el gas molecular de sus alrededores puede disparar la formación de estrellas.

Proceso “collect and collapse”

Dirección del frente de choque y del frente de ionización. NGC2264 IC 1396

Una región de formación estelar a 7000 años luz de la Tierra Nebulosa del águila

Pilares de la creación

Comprendiendo la formación estelar en “Los pilares de la creación”

RDI: raditive driven implosion Otro proceso generado por regiones HII RDI: raditive driven implosion EGG: evaporating gaseous globule

Supernovas:

En la actualidad no existe evidencia observacional directa de este fenómeno Observación indirecta, por ejemplo: cáscaras de material barrido con formación de estrellas jóvenes en su periferia Los Remanentes de Supernova Viven ~ cien mil años

Resumen-Conclusión de la Clase 2: A través de movimientos turbulentos que provocan el colapso del material, las estrellas se formarán de manera secuencial, reciclando material de una generación estelar anterior…

Noche estrellada. Vincent Van Gogh

¿Cómo estudiamos el MIE? Técnicas observacionales modernas. Clase 4 ¿Cómo estudiamos el MIE? Técnicas observacionales modernas.