¿Cómo se forman las estrellas? Sergio Ariel Paron 14 de abril 2011.

Presentación del tema: "¿Cómo se forman las estrellas? Sergio Ariel Paron 14 de abril 2011."— Transcripción de la presentación:

1 ¿Cómo se forman las estrellas? Sergio Ariel Paron 14 de abril 2011

2 y de esta manera pueden vivir millones y millones de años.... hidrógeno (H) fusión nuclear helio (He)

3 PRESION GRAVEDAD

4 Medio Interestelar El medio que se encuentra entre las estrellas MIE: 10 -17 torr (1 torr = 0.0013 atm) Ultra alto vacío (laboratorio): 10 -9 – 10 -11 torr Si comparamos, en promedio, parecería ser un vacío casi absoluto: medio de muy baja densidad Las estrellas nacen, viven y mueren en el medio interestelar (MIE)

5 Si el MIE está vacío ¿qué son estas estructuras que se observan? ¿No hay estrellas o hay “algo” que las oculta?

6 Por supuesto hoy en día sabemos que son enormes estructuras gaseosas …comúnmente llamadas Nubes Moleculares. Todo en el Universo, en particular todo dentro de nuestra Galaxia, se encuentra inmerso en un medio de baja densidad, no homogéneo, compuesto por gases y componentes sólidos. Todo en el Universo, en particular todo dentro de nuestra Galaxia, se encuentra inmerso en un medio de baja densidad, no homogéneo, compuesto por gases y componentes sólidos. Atmósfera terrestre (en promedio): 2.7  10 19 moléculas por cm 3 MIE (en promedio): 1 átomo / molécula por cm 3 se puede llegar a 10 7 – 10 8 cm -3 Datos:

7 En este medio nacen las estrellas:

8 Composición de las nubes moleculares: Átomos: H, C, S, O, etc. Moléculas: por ejemplo: H2, CO, CH3OH, alcoholes superiores, azúcares, hasta aminoácidos! Polvo: pequeños granitos sólidos de grafito y silicatos.

9 … y todo este material participará en la formación de estrellas en las regiones más densas y más oscuras del MIE.

10 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.

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

12 Jean (1902) estudió el teorema Virial aplicado a nubes gaseosas que se vean levemente perturbadas. …toda nube que exceda la masa de Jean, colapsará bajo su propio peso. …toda nube que exceda la masa de Jean, colapsará bajo su propio peso. Encontró una masa crítica para esa nube…

13 Fase inicial de colapsoFase de contracción adiabáticaFase radiativa Y así hasta alcanzar un nuevo estado de equilibrio… Y así hasta alcanzar un nuevo estado de equilibrio…

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

15 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…?

16 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 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- H 2 + RC  H 2 + + e- + RC + + +

17 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…

18 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 mayor a un cierto valor crítico Esta masa crítica depende de las características de la nube y sobre todo de los campos magnéticos. Esta masa crítica depende de las características de la nube y sobre todo de los campos magnéticos.

19 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) (  DA ~ 10 7 años) 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) (  DA ~ 10 7 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. Durante la década de 1980 y parte de la de 1990, la teoría magnética fue el “paradigma” de la formación estelar.

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

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

22 Mac Low & Klessen (2004) + otros científicos 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… Mac Low & Klessen (2004) + otros científicos 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?

23 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. La turbulencia puede ser inyectada por explosiones de SN, por regiones HII, y por vientos de estrellas masivas.

24 ¿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. La rotación de la nube produce un achatamiento del gas del entorno de la protoestrella. Se forma un disco de acreción

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

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

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31 Para entender la formación estelar es necesario entender la influencia que ejercen los distintos objetos astrofísicos en las nubes moleculares. Regiones HII Roseta. Distancia: 5200 años luz 360 años luz

32 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.

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

35 Región HII Estrella naciendo: confirmado con la observación de moléculas. En color: emisión en Infrarrojo medio Contornos blancos: emisión en radio del Remanente de SN W44 y la región HII estudiada.

36 Gas molecular alrededor de una región HII (N65) en forma de una cáscara que la envuelve. 13 CO

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

38 Pilares de la creación

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

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41 Supernovas:

42 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 Observación indirecta, por ejemplo: cáscaras de material barrido con formación de estrellas jóvenes en su periferia Los Remanentes de Supernova Viven ~ cien mil años

43 Sea como sea, las estrellas se formarán de manera secuencial, reciclando material de una generación estelar anterior…

44 Espectro electromagnético: Opacidad de la atmósfera

45 En longitudes de onda de radio – milimétricas y submilimétricas: Atacama Submillimeter Telescope Experiment (ASTE) antena de 10m de diámetro en el desierto de Atacama Atacama Pathfinder Experiment (APEX) antena de 12m de diámetro en el desierto de Atacama

46 Atacama Large Millimeter Array (ALMA) Más de 66 antenas de 12m (algunas de 7m) de diámetro en el desierto de Atacama

47 La resolución angular es proporcional a la longitud de onda divido por el diámetro del telescopio.   /D D Pero por supuesto existen limitaciones técnicas Lo ideal sería:

48 Para mejorar la resolución angular se realiza interferometría D varias antenas… Proceso mucho más complejo…

49 Otras longitudes de onda interesantes para estudiar el MIE IR medio y lejano Instrumento muy importante para ello: Spitzer Space Telescope (NASA) lanzado en el año 2003 http://www.spitzer.caltech.edu/

50 Podemos investigar los resultado del Spitzer en: http://www.alienearths.org/glimpse/

51 Otro instrumento recientemente puesto en órbita: Herschel Space Telescope (ESA), lanzado en mayo de 2009. http://herschel.esac.esa.int/