Formación estelar

La formación de estrellas  ( formación estelar ) es la etapa inicial en la evolución de las estrellas , en la que la nube interestelar se convierte en una estrella . En este proceso, la nube se contrae y se fragmenta, se vuelve opaca a su propia radiación y se convierte en una protoestrella . En esta etapa, la sustancia de las partes externas de la nube se acrecienta sobre la protoestrella , y cuando se completa la acreción, se convierte en una estrella antes que la secuencia principal , que irradia debido a su propia compresión. Gradualmente, las reacciones termonucleares comienzan en el núcleo de la estrella , después de lo cual se completa la formación y la estrella pasa a la secuencia principal..

Proceso

El término "formación estelar" o "formación estelar" se refiere al proceso de formación de una sola estrella, mientras que " formación estelar " generalmente se refiere al proceso a gran escala de formación de estrellas en una galaxia [1] . Sin embargo, ambos procesos a veces se denominan formación estelar [2] .

Compresión de nubes moleculares

El medio interestelar en las galaxias se compone principalmente de hidrógeno y helio , según el número de átomos de estos elementos, respectivamente, en un 90% y un 10%. Además, alrededor de un por ciento de su masa es polvo interestelar . En la mayoría de las regiones , la temperatura varía de 100 a 106 K , y la concentración de partículas  es de 10–3 a 10 cm –3 . En el medio interestelar existen nubes moleculares gigantes con una masa de 10 5 —10 6 M ⊙ , temperatura de 10 a 100 K y concentración de 10 a 100 cm −3 , que se convierten en regiones de formación estelar [3] [4] .

Con el desarrollo de la inestabilidad gravitacional , la nube puede comenzar a encogerse. La inestabilidad puede ser causada por varios factores, como la colisión de dos nubes, el paso de una nube a través del brazo denso de una galaxia espiral , o la explosión de una supernova a una distancia suficientemente cercana, cuya onda de choque puede chocar con una nube molecular Además, durante las colisiones de galaxias , las colisiones de nubes de gas comienzan a ocurrir con mayor frecuencia, lo que explica el aumento en la tasa de formación de estrellas [5] .

Según el teorema del virial , una nube es estable cuando la suma del doble de la energía cinética y la energía potencial es cero. Si esta suma es menor que cero, entonces se produce inestabilidad gravitacional. A una densidad constante de una nube con un radio , el módulo de energía potencial (en sí mismo es negativo) crece proporcionalmente , y la suma de los valores de la energía cinética de todas las moléculas crece proporcionalmente . Por lo tanto, una nube suficientemente grande se contraerá. Si consideramos que la nube es esférica y no gira, entonces con la masa de la nube , el radio , la masa molar de su gas y la temperatura , podemos escribir la condición bajo la cual la nube se comprimirá [6] [7] :

,

donde  es la constante gravitacional ,  es la constante universal de los gases . Si expresamos , donde  es la densidad de la nube, obtenemos la condición [7] :

.

La cantidad se llama masa de Jeans. Para las condiciones que se observan en las nubes moleculares, es 10 3 -10 5 M ⊙ . A medida que la nube se contrae, debe espesarse y calentarse, pero mientras la nube sea transparente a la radiación, el gas y el polvo calentados irradian energía y, por lo tanto, se enfrían [6] [8] .

Por esta razón, la compresión ocurre isotérmicamente con buena precisión . Debido al aumento en la densidad de la nube, la masa de Jeans disminuye a medida que se comprime, y en la nube se destacan partes de menor tamaño y masa, que comienzan a comprimirse por separado unas de otras. Este proceso se llama fragmentación de la nube con estallido estelar, y la fragmentación puede ocurrir repetidamente hasta que la nube se vuelve opaca a su propia radiación, lo que ralentiza significativamente el proceso de enfriamiento y evita que Jeans disminuya su masa. Esto explica que las estrellas se formen principalmente en grupos. Lejos de todo, la materia de la nube eventualmente se convierte en estrellas: en promedio, si más del 30% de la masa de la nube pasa a las estrellas, entonces se formará un cúmulo estelar ligado gravitacionalmente , pero la mayoría de las veces la eficiencia de la formación estelar resulta al ser inferiores y estelares se forman asociaciones [6] [9] [10] .

Además, el fenómeno de la fragmentación explica por qué las masas de las estrellas son mucho menores que la masa de Jeans de la nube original. La masa mínima de una nube que puede formarse como resultado de la fragmentación es de unos 10 −2 M ⊙ . Sin embargo, si el contenido de elementos más pesados ​​que el helio en el material de la nube es muy bajo, entonces el enfriamiento es mucho menos eficiente y la nube se fragmenta mucho menos. Se cree que las primeras estrellas se formaron de acuerdo con este escenario a partir de la materia formada durante la nucleosíntesis primordial : estas estrellas deberían tener masas en su mayoría de al menos 100 M ⊙ y existir por un tiempo muy corto [6] [9] [11] .

Las nubes que ya han comenzado a colapsar se observan a menudo como glóbulos  , nebulosas oscuras con masas del orden de 100 M⊙ y dimensiones del orden de un parsec . A veces también contienen objetos más cerca de la finalización de la formación: estrellas T Tauri y objetos Herbig-Haro [12] .

Etapa Protostar

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 el núcleo de la nube es una protoestrella [9] [13] . 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 . 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 [9] [14] .

La acumulación de las capas exteriores continúa 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 [15] . Hasta ese momento, la compresión de la capa exterior procede según 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 [16] .

Para protoestrellas de una masa suficientemente grande, la presión de radiación creciente y el viento estelar arrastran parte del material de la envoltura, y se puede formar un objeto Herbig-Haro [10] [15] [17] . Además, la protoestrella aún puede tener un disco protoplanetario , que consta de materia que no se ha acumulado en la estrella; posteriormente puede evolucionar hacia un sistema planetario [14] [18] . El proceso de formación de planetas se observa, por ejemplo, en la estrella HL Taurus [19] .

Escenario estelar a secuencia principal

Las protoestrellas que ya se han quedado sin acumulación de capas a veces se distinguen en un tipo separado: estrellas de secuencia previa a la principal . 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 [14] [20] .

La posición de la protoestrella en esta etapa se puede observar en el Diagrama de Hertzsprung-Russell : la protoestrella, que tiene una temperatura baja y una luminosidad alta, está en su parte superior derecha. Hasta que comienzan las reacciones termonucleares en la estrella y libera energía debido a la contracción gravitatoria, se mueve lentamente hacia la secuencia principal [14] [9] [15] .

Dado que estos cuerpos están sostenidos por su propia presión, se encogen 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 gravitatoria se gasta en radiación [16] . Para las estrellas más masivas, toma alrededor de 10 5 años, y para las menos masivas, alrededor de 10 9 años. Para el Sol, esta etapa duró 30 millones de años [9] [21] [22] [23] .

Existe una diferencia cualitativa entre las protoestrellas de diferentes masas: las protoestrellas con una masa inferior a 3 M ⊙ tienen una zona convectiva que se extiende a toda la profundidad, mientras que las de mayor masa no. Esta diferencia conduce a diferencias en las últimas etapas de la evolución estelar [9] [24] .

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 [9] [25] [26] .

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 [25] [26] [27] .

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 se detenga la acumulación [28] . 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 [13] .

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 [9] [29] [30] .

Historia del estudio

Las primeras ideas con base científica sobre la formación de estrellas fueron formuladas en 1644 por René Descartes , quien creía que las estrellas y los planetas se forman durante el movimiento de vórtice del medio interestelar [2] [31] .

En 1692, Isaac Newton sugirió que bajo la influencia de la gravedad, la materia podría condensarse y formar estrellas. Aunque tales hipótesis surgieron antes de Newton, sólo con el descubrimiento de la ley de la gravitación universal estas ideas recibieron una justificación física. Al mismo tiempo, se estaban abriendo nebulosas difusas , que parecían estar engrosando la materia preestelar. Con base en estas consideraciones, apareció una formulación detallada de la hipótesis de Kant-Laplace-Schmidt, según la cual el mecanismo principal para la formación de estrellas y sistemas planetarios es la compresión de nubes en rotación [2] [32] .

Durante los siguientes dos siglos, se acumuló gradualmente información observacional sobre varias nebulosas, que los científicos intentaron reunir en una sola teoría. Entonces, por ejemplo, William Herschel , quien descubrió más de 2.500 nebulosas a fines del siglo XVIII y principios del XIX, asumió que las estrellas se estaban formando en ellas en varias etapas y las distribuyó en una secuencia evolutiva. Sin embargo, en esta secuencia, Herschel también combinó objetos no relacionados con la formación de estrellas, en particular, galaxias y nebulosas planetarias . Por otro lado, las nebulosas oscuras , que en realidad están relacionadas con la formación de estrellas, Herschel no las incluyó en su secuencia. En el siglo XIX, la invención de la fotografía y la espectroscopia contribuyeron a una mayor acumulación de datos , lo que hizo posible estudiar la composición química de las nebulosas [32] .

El siguiente paso importante en el desarrollo de la teoría de la formación estelar lo dio James Jeans en 1902. En su obra teórica "La estabilidad de una nebulosa esférica", estudió las inestabilidades gravitatorias y calculó la masa de una nube a partir de la cual debería comenzar a contraerse [33] .

Al mismo tiempo, los procesos que ocurren en las nubes interestelares durante su formación aún no han sido suficientemente estudiados. 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 prácticamente no cambiaron, pero la teoría fue refinada: por ejemplo, Richard Larson refinó significativamente algunos valores de los parámetros de las protoestrellas durante su evolución [35] [36] .

Las estrellas en las primeras etapas de formación no se observaron hasta finales de la década de 1980; la principal dificultad fue que las protoestrellas inicialmente estaban 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 [37] . Durante mucho tiempo, la principal fuente de información sobre las estrellas en la etapa inicial de evolución fueron las estrellas de tipo T Tauri , que se identificaron como un tipo separado de estrellas ya en 1945 [15] [38] . Los telescopios infrarrojos basados ​​en el espacio como Spitzer y Herschel también hicieron una contribución significativa al estudio de las protoestrellas : por ejemplo, ahora se conocen al menos 200 protoestrellas solo en la Nube de Orión [39] [40] .

Hasta mediados de la década de 1990, el problema de las nubes moleculares de gran masa, en las que no hay indicios de formación estelar, fue relevante. La explicación clásica para esto fue un campo magnético congelado , que impidió el colapso durante mucho tiempo. Más tarde resultó que en casi todas las nubes masivas hay signos de formación estelar, pero apareció otro problema, en cierto sentido al contrario: los procesos de formación estelar se observan incluso en nubes en las que la mayor parte del hidrógeno está en forma atómica. Puede explicarse asumiendo que las nubes moleculares no existen durante mucho tiempo, sino que se forman en poco tiempo debido a colisiones de flujos de materia, donde las estrellas se forman rápidamente en ellas [41] .

Notas

  1. ↑ Zasov, Postnov, 2011 , págs. 153-158, 404-405.
  2. ↑ 1 2 3 B. M. Shustov. Formación estelar . Gran Enciclopedia Rusa . Consultado el 4 de febrero de 2021. Archivado desde el original el 15 de junio de 2022.
  3. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , pág. 386-387.
  4. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , pág. 106.
  5. ↑ Sección X, Evolución estelar  . conferencias _ Grupo de plasma espacial experimental de la Universidad de New Hampshire. Consultado el 4 de febrero de 2021. Archivado desde el original el 19 de agosto de 2019.
  6. ↑ 1 2 3 4 Kononovich, Moroz, 2004 , pág. 387.
  7. ↑ 1 2 Salaris, Cassisi, 2005 , p. 107.
  8. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , págs. 107-108.
  9. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Surdin V. G. , Lamzin S. A. Protostars. Dónde, cómo y de qué se forman las estrellas . De la nube a la estrella . Astronet (1992) . Consultado el 4 de febrero de 2021. Archivado desde el original el 23 de septiembre de 2015.
  10. ↑ 1 2 Formación y evolución estelar - estelar  . Enciclopedia Britannica . Encyclopedia Britannica Inc. Consultado el 4 de febrero de 2021. Archivado desde el original el 6 de mayo de 2021.
  11. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , págs. 107-110.
  12. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , pág. 390-391.
  13. ↑ 12 Karttunen et al., 2007 , pág. 244.
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  15. ↑ 1 2 3 4 Surdin V. G. , Lamzin S. A. Protostars. Dónde, cómo y de qué se forman las estrellas. . ¿Qué son las protoestrellas? . Astronet (1992) . Consultado el 18 de febrero de 2021. Archivado desde el original el 6 de marzo de 2012.
  16. ↑ 1 2 La evolución de las estrellas . Departamento de Astronomía y Geodesia Espacial . Universidad Estatal de Tomsk . Consultado el 5 de febrero de 2021. Archivado desde el original el 13 de julio de 2018.
  17. ↑ David Darling. Objeto  Herbig- Haro . La Enciclopedia de Internet de la Ciencia . Consultado el 4 de febrero de 2021. Archivado desde el original el 29 de abril de 2021.
  18. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , pág. 356-358.
  19. ↑ informació[email protected]. La sensacional imagen tomada en ALMA muestra detalles del proceso de nacimiento planetario . Observatorio Europeo Austral . Consultado el 26 de febrero de 2021. Archivado desde el original el 5 de marzo de 2021.
  20. ↑ Investigación RG: Objetos estelares jóvenes . www.cfa.harvard.edu . Consultado el 29 de enero de 2021. Archivado desde el original el 24 de noviembre de 2017.
  21. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , pág. 393-394.
  22. ↑ Karttunen et al., 2007 , pág. 243.
  23. ↑ I.-Juliana Sackmann, Arnold I. Boothroyd, Kathleen E. Kraemer. Nuestro Sol. tercero Presente y futuro  //  El diario astrofísico . - Bristol: IOP Publishing , 1993. - 1 de noviembre ( vol. 418 ). - Pág. 457 . — ISSN 0004-637X . -doi : 10.1086/ 173407 . Archivado desde el original el 26 de febrero de 2008.
  24. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , pág. 399.
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  40. ↑ MM Dunham, AM Stutz, LE Allen, NJ, II Evans, WJ Fischer. La evolución de las protoestrellas: conocimientos de diez años de estudios infrarrojos con Spitzer y Herschel // Protostars and Planets VI  . — Tucsón; Houston: The University of Arizona Press ; Instituto Lunar y Planetario , 2014. - P. 195-218. — 945 pág. - ISBN 978-0-8165-3124-0 . -doi : 10.2458 / azu_uapress_9780816531240-ch009 .
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Literatura

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