Una protoestrella es una estrella muy joven que todavía está acumulando masa de su nube molecular madre . Es la fase más temprana en el proceso de evolución estelar . [1] Para una estrella de baja masa (es decir, la del Sol o inferior), dura unos 500.000 años. [2] La fase comienza cuando un fragmento de nube molecular colapsa por primera vez bajo la fuerza de la propia gravedad y se forma un núcleo opaco sostenido por presión dentro del fragmento que colapsa. Termina cuando el gas que cae se agota, dejando una estrella pre-secuencia principal , que se contrae para luego convertirse en una estrella de secuencia principal al inicio de la fusión de hidrógeno produciendo helio.
La imagen moderna de las protoestrellas, resumida anteriormente, fue sugerida por primera vez por Chushiro Hayashi en 1966. [3] En los primeros modelos, el tamaño de las protoestrellas se sobreestimó en gran medida. Los cálculos numéricos posteriores [4] [5] [6] aclararon la cuestión y mostraron que las protoestrellas son solo modestamente más grandes que las estrellas de la secuencia principal de la misma masa. Este resultado teórico básico ha sido confirmado por observaciones, que encuentran que las estrellas más grandes anteriores a la secuencia principal también son de tamaño modesto.
La formación de estrellas comienza en nubes moleculares relativamente pequeñas llamadas núcleos densos. [8] Cada núcleo denso está inicialmente en equilibrio entre la gravedad propia, que tiende a comprimir el objeto, y tanto la presión del gas como la presión magnética , que tienden a inflarlo. A medida que el núcleo denso acumula masa de su nube más grande, que lo rodea, la gravedad propia comienza a abrumar la presión y comienza el colapso. El modelo teórico de una nube esférica idealizada inicialmente apoyada solo por la presión del gas indica que el proceso de colapso se extiende desde el interior hacia el exterior. [9] Las observaciones espectroscópicas de núcleos densos que aún no contienen estrellas indican que la contracción ocurre de hecho. Sin embargo, hasta ahora, no se ha observado la propagación hacia afuera prevista de la región de colapso. [10]
El gas que colapsa hacia el centro del núcleo denso primero forma una protoestrella de baja masa y luego un disco protoplanetario que orbita alrededor del objeto. A medida que continúa el colapso, una cantidad cada vez mayor de gas impacta contra el disco en lugar de contra la estrella, como consecuencia de la conservación del momento angular . Aún no se comprende exactamente cómo el material del disco se desplaza en espiral hacia el interior de la protoestrella, a pesar de los grandes esfuerzos teóricos. Este problema es ilustrativo de la cuestión más amplia de la teoría del disco de acreción , que desempeña un papel en gran parte de la astrofísica.
Independientemente de los detalles, la superficie exterior de una protoestrella consiste al menos parcialmente en gas que ha caído del borde interior del disco. La superficie es, por lo tanto, muy diferente de la fotosfera relativamente tranquila de una estrella de secuencia principal o presecuencia principal . En su interior profundo, la protoestrella tiene una temperatura más baja que una estrella ordinaria. En su centro, el hidrógeno-1 aún no se está fusionando consigo mismo. La teoría predice, sin embargo, que el isótopo de hidrógeno deuterio (hidrógeno-2) se fusiona con el hidrógeno-1, creando helio-3 . El calor de esta reacción de fusión tiende a inflar la protoestrella y, por lo tanto, ayuda a determinar el tamaño de las estrellas presecuencia principal más jóvenes observadas. [12]
La energía generada por las estrellas ordinarias proviene de la fusión nuclear que ocurre en sus centros. Las protoestrellas también generan energía, pero proviene de la radiación liberada en los choques en su superficie y en la superficie de su disco circundante. La radiación así creada debe atravesar el polvo interestelar en el núcleo denso circundante. El polvo absorbe todos los fotones que chocan y los reirradia en longitudes de onda más largas. En consecuencia, una protoestrella no es detectable en longitudes de onda ópticas y no puede ubicarse en el diagrama de Hertzsprung-Russell , a diferencia de las estrellas pre-secuencia principal más evolucionadas .
Se predice que la radiación real que emana de una protoestrella se encuentra en los regímenes infrarrojo y milimétrico. Las fuentes puntuales de dicha radiación de longitud de onda larga se ven comúnmente en regiones que están oscurecidas por nubes moleculares . Se cree comúnmente que las que convencionalmente se etiquetan como fuentes de clase 0 o clase I son protoestrellas. [13] [14] Sin embargo, todavía no hay evidencia definitiva de esta identificación.
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