El problema del momento angular A. Fuente, astrónoma del OAN

El problema del momento angular En un sistema en el que sólo opera la gravedad (ausencia de fuerzas externas) el momento angular se conserva. El momento angular de un cuerpo de masa m que gira alrededor de otro de masa M es L = m v r = 2  m  r 2 Cuando una nube colapsa desde un tamaño de 0.1 pc (3 x km) al tamaño del sol (7 x 10 5 km), su frecuencia de rotación se incrementaría en un factor !!! Este efecto produce que una nube al colapsar forme un disco de acreción que rota alrededor de la protoestrella

Discos circunestelares El material de la nube que no puede caer directamente hacia el centro por tener demasiado momento angular forma un disco circunestelar (disco sostenido por rotación). El disco no es un elemento pasivo, sino un mecanismo eficaz por el cual el material puede perder momento angular y acabar alimentando a la estrella. Durante la fase de acreción, el tamaño del disco viene determinado por el radio R C que es el radio en el que la fuerza centrífuga es igual a la fuerza gravitacional en el plano ecuatorial. Todos los modelos predicen que R C debe crecer con el tiempo a medida que material de mayor momento angular cae, pero la dependencia del disco con el tiempo depende del modelo.

Discos circunestelares Modelo de esfera isoterma con rotación de sólido rígido (Tereby, Shu & Cassen 1984, ApJ 286, 529) siendo Ω la velocidad angular inicial de la nube y m = (c s 3 /G)t Otros modelos que incluyen el campo magnético predicen una menor dependencia con m. Por ejemplo, Basu (1998, ApJ 509, 229) predice en este caso no es constante sino que decrece desde m~10x(c s 3 /G)t a t =0 hasta m=(c s 3 /G)t

Flujos bipolares Eyecciones bipolares con velocidades de hasta 200 km/s en estrellas poco masivas y por encima de 100 km/s en estrellas masivas aparecen asociados a las primeras fases de la evolución estelar. Evidencias de los flujos bipolares existen a todas las longitudes de onda, desde el óptico (objetos Herbig-Haro) al radio. Los flujos bipolares son altamente colimados siendo más colimados en las estrella más jóvenes. Aunque el mecanismo que produce y colima los flujos no es del todo conocido, la teoría más aceptada en la actualidad es que están conducidos por “jets” que arrastran el gas de la nube molecular. Los flujos bipolares son esenciales para la disipación de momento angular en la protoestrella.