Protoestrella

Una protoestrella  es una estrella en la etapa inicial de su evolución y en la etapa final de su formación antes del inicio de la fusión termonuclear. Los límites exactos de este concepto son borrosos y las propias protoestrellas pueden tener características completamente diferentes. Sin embargo, en cualquier caso, en el proceso de evolución de las estrellas, el punto de partida de la etapa de protoestrella es el comienzo de la compresión de la nube molecular , y el final es el momento en que la fusión termonuclear se convierte en la principal fuente de energía para la estrella y se convierte en una estrella de secuencia principal de pleno derecho . Dependiendo de la masa de la protoestrella, esta etapa puede durar desde 10 5 años para los objetos más grandes hasta 10 9años para los más pequeños.

En la literatura en inglés, el término "protoestrella" se usa solo para la etapa en la que la acumulación de caparazón aún está en curso; para describir toda la evolución de una estrella, cuando aún no ha alcanzado la secuencia principal, se utiliza el término “objeto estelar joven” ( ing.  young stellar object ).

Características

Debido a los cambios que experimentan las protoestrellas con el tiempo, sus parámetros varían en un rango bastante amplio. Sus masas pueden alcanzar 100–150 M ⊙ ; la masa mínima de las protoestrellas, que luego se convierten en estrellas de pleno derecho, es de 0,07 a 0,08 M ​​⊙ , pero hay objetos de menor masa [1] . La temperatura efectiva de las protoestrellas durante la formación es de varias decenas de Kelvin y aumenta gradualmente hasta la temperatura que tendrá una estrella en la secuencia principal . La luminosidad total de las protoestrellas es de 10 −3 a 10 5 L ⊙ [2] . Las protoestrellas son objetos jóvenes que no han tenido tiempo de abandonar la nube molecular original y, por lo general, se agrupan bastante cerca en las partes más densas y opacas de la nube. La concentración de protoestrellas en la mayoría de los casos supera 1 pc −3 , y aproximadamente la mitad de ellas se agrupan en regiones con una concentración superior a 25 pc −3 [3] .

Clasificación

Se suelen distinguir cuatro clases de protoestrellas: 0, I, II y III, que difieren principalmente en sus espectros. Estas diferencias se deben a diferencias en las etapas evolutivas (ver más abajo ) [3] [4] [5] [6] [7] .

• Clase 0: la protoestrella irradia principalmente en el infrarrojo lejano y rangos milimétricos. El espectro de emisión es de cuerpo negro , su temperatura efectiva es inferior a 70 K. Solo se observa la capa de gas y polvo, su masa es mayor que la masa de la protoestrella. En esta etapa, las protoestrellas de masa intermedia pasan alrededor de 10 5 años: una estimación de duración de 10 4 años es común, pero parece ser errónea y se debe al hecho de que las mediciones se realizaron en una muestra anómala [3] .
• Clase I: el espectro es similar al de una protoestrella de clase 0, pero también hay un flujo de salida en el infrarrojo cercano. El espectro de emisión también es de cuerpo negro, su temperatura efectiva es de 70 a 650 K , pero tiene un exceso de radiación infrarroja , que es creada por el disco de acreción . La masa de la protoestrella excede la masa de la materia circundante. En esta etapa, las protoestrellas de masa intermedia pasan unos 10 5 años.
• Clase II: el máximo del espectro se alcanza en el rango infrarrojo cercano, la protoestrella es visible también en el rango óptico. La temperatura efectiva del espectro del cuerpo negro oscila entre 650 y 2800 K , el exceso de radiación infrarroja es menos pronunciado. En esta etapa, las protoestrellas de masa intermedia pasan unos 10 6 años.
• Clase III: el máximo del espectro está en el rango visible. La temperatura efectiva del espectro del cuerpo negro es superior a 2800 K y prácticamente no hay exceso de infrarrojos. En esta etapa, las protoestrellas de masa intermedia pasan unos 10 7 años.

También existe una clasificación alternativa, para la cual se introduce un parámetro en el rango de 2,2 a 10–25 µm. Este valor caracteriza la dependencia de la densidad espectral de la radiación de la longitud de onda: si , entonces el flujo en longitudes de onda largas es mayor que en longitudes de onda cortas, y viceversa, si . En esta clasificación, una protoestrella se asigna a la clase I si su espectro tiene protoestrellas con , la clase II incluye protoestrellas con y la clase III incluye protoestrellas con . Si una estrella no se observa en longitudes de onda inferiores a 10 µm, se le asigna la clase 0. Las clases en estos dos sistemas se corresponden aproximadamente entre sí [3] [4] . A veces, las fuentes con se distinguen en un tipo separado: fuentes con un espectro plano (espectro plano en inglés ) [8] .  

Algunas protoestrellas pueden pertenecer, además de las clases anteriores, a otros tipos de estrellas según diferentes principios de clasificación. Por ejemplo, las protoestrellas de clase II y III con masas de hasta 3 M ⊙ son variables y son estrellas T Tauri [5] [6] [9] o, en algunos casos, furores [10] . Los objetos con una masa mayor, hasta 10 M ⊙ , pasan por la etapa de Herbig (Ae/Be) en la etapa de protoestrella [11] [12] .

Evolución

Formación

Las estrellas se forman a partir de nubes moleculares compuestas principalmente de hidrógeno y helio . Cuando aparece una inestabilidad gravitatoria en una nube , comienza a encogerse y luego se divide en regiones más pequeñas, cada una de las cuales continúa colapsando; a veces, este momento se considera como el comienzo de la etapa de protoestrella [13] , pero más a menudo se toma como la formación de un núcleo en equilibrio hidrostático (ver Fig. a continuación ).

Como resultado de la compresión, se libera energía, pero debido al hecho de que la nube es transparente a la radiación infrarroja con una longitud de onda de más de 10 micrones, toda ella se irradia al espacio circundante. Sin embargo, la nube gradualmente se vuelve más densa, se vuelve más y más opaca por su propia radiación, y en algún momento comienza a calentarse [14] [15] .

Compresión rápida

La compresión de la nube ocurre de manera desigual, y algún tiempo después del comienzo de la compresión, se forma un núcleo en equilibrio hidrostático en la nube; generalmente se cree que a partir de este momento la nube, o más bien su núcleo, es una protoestrella [15] [ 16] . Casi independientemente de la masa de la nube, la masa del núcleo será de 0,01 M ⊙ y el radio de varias AU. , y la temperatura en el centro es de 200 K . La acumulación de las capas exteriores de la nube sobre el núcleo conduce a un aumento de su masa y temperatura, pero a una temperatura de 2000 K , su crecimiento se detiene, ya que la energía se gasta en la descomposición de las moléculas de hidrógeno. En algún momento, el equilibrio se altera y el núcleo comienza a contraerse. El siguiente estado de equilibrio se alcanza para un núcleo más pequeño, ahora ionizado con una masa de 0.001 M ⊙ , un radio de aproximadamente 1 R ⊙ y una temperatura de 2⋅10 4 K , y en solo un período de aproximadamente 10 años, la sustancia del primer núcleo formado cae sobre un núcleo ionizado más pequeño. Al mismo tiempo, el núcleo que emite en el rango óptico está oculto del espacio circundante por una capa, que tiene una temperatura mucho más baja y emite solo en el rango infrarrojo [15] . En este momento, la protoestrella pertenece a la clase 0, y luego pasa gradualmente a la clase I [5] [7] .

La acreción de las capas exteriores continúa, la protoestrella aumenta gradualmente su radio hasta 4 R ⊙ , que permanecerá prácticamente invariable hasta que se complete la acreción [7] , y la materia que cae sobre el núcleo a una velocidad de 15 km/s forma una onda de choque La sustancia de la capa esférica cae sobre el núcleo, se ioniza y, cuando la mayor parte del material cae sobre la protoestrella, queda disponible para la observación [17] . Hasta ese momento, la compresión de la capa exterior se desarrolla a lo largo de la escala de tiempo dinámica , es decir, su duración corresponde a la duración de la caída libre de la sustancia, que no es impedida por la presión del gas [18] .

La tasa de acreción en una protoestrella está relacionada con la velocidad del sonido en el medio envolvente, denotada por , y con la constante gravitatoria por la relación , donde es un coeficiente adimensional, que en varios modelos toma valores del orden de 30 ; en promedio, esto corresponde a un valor del orden de 10 −5 M ⊙ /año. Con el tiempo, la tasa de acreción disminuye y todo el material del caparazón cae sobre la protoestrella durante un período de alrededor de un millón de años [7] .

Para protoestrellas de una masa suficientemente grande, la presión de radiación creciente y el viento estelar expulsan parte del material de la envoltura, y se puede formar un objeto Herbig-Haro [17] [19] [20] . Además, si la nube giró inicialmente, la protoestrella aún puede tener un disco protoplanetario , que consta de materia que no se acumuló sobre la estrella; posteriormente puede evolucionar hacia un sistema planetario [7] [21] .

Compresión lenta

Las protoestrellas que ya han completado la acumulación de capas a veces se distinguen en un tipo separado: estrellas hasta la secuencia principal , que incluyen clases de protoestrellas II y III . En la literatura en idioma inglés, estos objetos ya no se denominan protoestrellas, pero existe el término "objeto estelar joven" ( ing. young stellar object ), que combina protoestrellas y estrellas hasta la secuencia principal [7] [22] .  

La posición de la protoestrella se puede observar en el diagrama de Hertzsprung-Russell : la protoestrella, que tiene una temperatura baja y una luminosidad alta, se encuentra en su parte superior derecha. Hasta que comienzan las reacciones termonucleares en la estrella y libera energía debido a la contracción gravitacional, se mueve lentamente hacia la secuencia principal [7] [15] [17] .

Dado que estos cuerpos están sostenidos por su propia presión, se comprimen mucho más lentamente que en la etapa anterior, en la escala de tiempo térmico , es decir, durante el período durante el cual la mitad de la energía potencial gravitacional se gasta en radiación [18] . Para las estrellas más masivas, toma alrededor de 10 5 años, y para las menos masivas, alrededor de 10 9 años. Para el Sol, la etapa de contracción y transición a la secuencia principal duró 30 millones de años [15] [23] [24] [25] .

En 1961, Chushiro Hayashi (Hayashi) demostró que si todo el volumen de una estrella está ocupado por una zona convectiva, entonces, con una compresión lenta, su temperatura prácticamente no cambia y la luminosidad disminuye; esto corresponde al movimiento de la posición actual de la estrella verticalmente hacia abajo en el diagrama, y ​​tal trayectoria de la estrella se denomina comúnmente trayectoria de Hayashi . Las estrellas con masas en el rango de 0,3–0,5 M ⊙ (según varias estimaciones) a 3  M ⊙ dejan de tener capas convectivas durante la compresión y en algún momento abandonan la trayectoria de Hayashi, mientras que las estrellas con masas inferiores a 0,3–0,5 M ⊙ son en la pista de Hayashi durante todo el tiempo de compresión [15] [26] [27] .

Después de abandonar la trayectoria de Hayashi (para estrellas de masa intermedia) o desde el comienzo de la contracción lenta (para estrellas masivas), la estrella deja de ser convectiva y comienza a calentarse durante la contracción, mientras que la luminosidad cambia de manera insignificante. Esto corresponde a moverse hacia la izquierda en el diagrama, y ​​esta parte del camino se llama pista de Heny [26] [27] [28] .

En cualquier caso, durante la compresión, la temperatura en el centro de la estrella aumenta y comienzan a ocurrir reacciones termonucleares en el núcleo de la estrella , para estrellas de masa baja y media algún tiempo después del inicio de la compresión, y para estrellas con un masa de más de 8 M ⊙ - incluso antes de que deje de acumularse [4] . En las primeras etapas, es la conversión de litio y berilio en helio , y estas reacciones producen menos energía que la que emite la estrella. La compresión continúa, pero la participación de las reacciones termonucleares en la liberación de energía aumenta, el núcleo continúa calentándose y cuando la temperatura alcanza los 3-4 millones de K , comienza la conversión de hidrógeno en helio en el ciclo pp [16] .

En algún momento, si la estrella tiene una masa superior a 0,07-0,08 M ​​⊙ , la liberación de energía debido a las reacciones termonucleares se compara con la luminosidad de la estrella y la compresión se detiene; este momento se considera el momento del final de la formación de la estrella y su transición a la secuencia principal . Si una estrella tiene una masa menor que este valor, también pueden tener lugar reacciones termonucleares durante algún tiempo, sin embargo, la sustancia de la estrella en el núcleo se degenera antes de que cese la compresión, por lo que las reacciones termonucleares nunca se convierten en la única fuente de energía, y La compresión no se detiene. Estos objetos se denominan enanas marrones [15] [29] [30] .

Historia del estudio

La hipótesis de que las estrellas se forman por compactación del gas interestelar fue propuesta por Isaac Newton , aunque solo dio una descripción cualitativa del proceso. No fue hasta 1902 que James Jeans publicó sus cálculos y la conclusión de que, dada la masa suficiente, una nube de gas podría comenzar a colapsar con el paso de las olas [31] .

Por primera vez, el término "protoestrella" fue introducido por Victor Ambartsumyan en 1953: en su hipótesis, las protoestrellas se denominaron cuerpos preestelares hipotéticos, que luego se descomponen en estrellas [32] [33] . Cerca del concepto moderno de protoestrellas apareció gracias a Chushiro Hayashi , quien estaba modelando protoestrellas y en 1966 publicó un artículo describiendo estos objetos en detalle [34] . En el futuro, las ideas principales permanecieron prácticamente sin cambios, pero la teoría fue refinada: por ejemplo, Richard Larson refinó algunos valores de los parámetros de las protoestrellas durante su evolución [17] [35] .

Al mismo tiempo, las protoestrellas en las primeras etapas de evolución no se observaron hasta finales de la década de 1980; la principal dificultad fue que las propias protoestrellas estaban inicialmente ocultas detrás de una densa capa de gas y polvo. Además, el propio caparazón emite principalmente en el rango infrarrojo , que es fuertemente absorbido por la atmósfera terrestre , lo que complica aún más las observaciones desde la superficie terrestre [36] . Durante mucho tiempo, la principal fuente de información sobre las estrellas en la etapa inicial de evolución fueron las estrellas T Tauri , que se identificaron como un tipo separado de estrellas ya en 1945 [17] [37] . Los telescopios espaciales infrarrojos como Spitzer y Herschel también han hecho contribuciones significativas al estudio de las protoestrellas : por ejemplo, ahora se conocen al menos 200 protoestrellas solo en la Nube de Orión [38] [39] .

Notas

1. ↑ Richard W. Pogge. Clase 14 : Formación estelar  . astronomia _ La Universidad Estatal de Ohio . Consultado el 11 de octubre de 2020. Archivado desde el original el 12 de julio de 2010.
2. ↑ Takashi Hosokawa, Kazuyuki Omukai. Evolución de protoestrellas masivas con altas tasas de acreción  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2009. - 19 de enero ( vol. 691 , ed. 1 ). - P. 823-846 . — ISSN 1538-4357 0004-637X, 1538-4357 . -doi : 10.1088 / 0004-637x/691/1/823 . Archivado desde el original el 2 de julio de 2021.
3. ↑ 1 2 3 4 Neal J., II Evans, Michael M. Dunham, Jes K. Jørgensen, Melissa L. Enoch, Bruno Merín. Los resultados del legado de Spitzer c2d: tasas y eficiencias de formación estelar; Evolución y tiempos de vida  // Serie de suplementos de  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2009. - 1 de abril ( vol. 181 ). — págs. 321–350 . -doi : 10.1088 / 0067-0049/181/2/321 . Archivado desde el original el 5 de julio de 2014.
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5. ↑ 1 2 3 Fases tempranas de protoestrellas: formación de estrellas y  discos protoplanetarios . Escuela Internacional de Investigación Max Planck para la Ciencia del Sistema Solar . Universidad de Gotinga . Consultado el 6 de octubre de 2020. Archivado desde el original el 17 de abril de 2021.
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7. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Richard B. Larson. La física de la formación estelar  (ing.)  // Reports on Progress in Physics . - Bristol: IOP Publishing , 2003. - Septiembre ( vol. 66 , ed. 10 ). - Pág. 1651-1697 . — ISSN 0034-4885 . -doi : 10.1088 / 0034-4885/66/10/R03 . Archivado desde el original el 7 de abril de 2021.
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10. ↑ David Darling. Estrella de la FU Orionis . La Enciclopedia de Internet de la Ciencia . Consultado el 6 de octubre de 2020. Archivado desde el original el 1 de septiembre de 2019. (indefinido)
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Literatura

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• Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner KJ Astronomía fundamental . — 5ª edición. - Berlín, Heidelberg, N. Y. : Springer , 2007. - 510 p. — ISBN 978-3-540-34143-7 .
• Surdin VG Astronomía: siglo XXI. - 3ra ed. - Fryazino: Vek 2, 2015. - 608 p. — ISBN 978-5-85099-193-7 .

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