Una protoestrella es una estrella muy joven que todavía está acumulando masa de su nube molecular madre . Es la fase más temprana del 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 autogravedad y se forma un núcleo opaco soportado por presión dentro del fragmento que colapsa. Termina cuando el gas que cae se agota, dejando una estrella previa a la secuencia principal , que se contrae para luego convertirse en una estrella de la secuencia principal al inicio de la fusión de hidrógeno que produce 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 estaba muy sobreestimado. Cálculos numéricos posteriores [4] [5] [6] aclararon la cuestión y mostraron que las protoestrellas son sólo 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 autogravedad, 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 a partir de la nube más grande que lo rodea, la autogravedad comienza a superar la presión y comienza el colapso. El modelado teórico de una nube esférica idealizada inicialmente sostenida sólo 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 efectivamente se produce una contracción. Sin embargo, hasta ahora no se ha observado la extensión prevista hacia el exterior de la región del colapso. [10]
El gas que colapsa hacia el centro del núcleo denso forma primero una protoestrella de baja masa y luego un disco protoplanetario que orbita el objeto. A medida que continúa el colapso, una cantidad cada vez mayor de gas impacta el disco en lugar de la estrella, una consecuencia de la conservación del momento angular . Aún no se comprende exactamente cómo el material del disco gira en espiral hacia el interior de la protoestrella, a pesar de muchos esfuerzos teóricos. Este problema es ilustrativo de la cuestión más amplia de la teoría de los discos de acreción , que desempeña un papel en gran parte de la astrofísica.
Independientemente de los detalles, la superficie exterior de una protoestrella está formada, al menos en parte, por gas impactado que ha caído desde el borde interior del disco. Por tanto, la superficie es muy diferente de la fotosfera relativamente inactiva de una estrella anterior a la secuencia principal o de la secuencia principal . Dentro de su interior profundo, la protoestrella tiene una temperatura más baja que la de una estrella ordinaria. En su centro, el hidrógeno-1 aún no se ha fusionado consigo mismo. La teoría predice, sin embargo, que el isótopo de hidrógeno deuterio (hidrógeno-2) se fusiona con 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 más jóvenes observadas antes de la secuencia principal. [12]
La energía generada por las estrellas ordinarias proviene de la fusión nuclear que se produce en sus centros. Las protoestrellas también generan energía, pero proviene de la radiación liberada por los choques en su superficie y en la superficie del disco que las rodea. La radiación así creada debe atravesar el polvo interestelar en el denso núcleo circundante. El polvo absorbe todos los fotones incidentes y los irradia 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 anteriores a la secuencia principal más evolucionadas .
Se predice que la radiación real que emana de una protoestrella estará en los regímenes infrarrojo y milimétrico. Las fuentes puntuales de radiación de longitud de onda larga se ven comúnmente en regiones oscurecidas por nubes moleculares . Se cree comúnmente que aquellas convencionalmente etiquetadas como fuentes de Clase 0 o Clase I son protoestrellas. [13] [14] Sin embargo, todavía no hay evidencia definitiva para esta identificación.
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