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formación de estrellas

La nebulosa W51 en Aquila : una de las fábricas de estrellas más grandes de la Vía Láctea (25 de agosto de 2020)

La formación estelar es el proceso mediante el cual regiones densas dentro de las nubes moleculares en el espacio interestelar , a veces denominadas "viveros estelares" o " regiones de formación estelar ", colapsan y forman estrellas . [1] Como rama de la astronomía , la formación estelar incluye el estudio del medio interestelar (ISM) y las nubes moleculares gigantes (GMC) como precursores del proceso de formación estelar, y el estudio de las protoestrellas y objetos estelares jóvenes como sus productos inmediatos. Está estrechamente relacionado con la formación de planetas , otra rama de la astronomía . La teoría de la formación estelar, además de dar cuenta de la formación de una sola estrella, también debe tener en cuenta las estadísticas de las estrellas binarias y la función de masa inicial . La mayoría de las estrellas no se forman de forma aislada sino como parte de un grupo de estrellas denominado cúmulos estelares o asociaciones estelares . [2]

Viveros estelares

Nubes interestelares

Las galaxias espirales como la Vía Láctea contienen estrellas , restos estelares y un medio interestelar difuso (ISM) de gas y polvo. El medio interestelar consta de 10 4 a 10 6 partículas por cm 3 y normalmente está compuesto por aproximadamente un 70 % de hidrógeno , un 28 % de helio y un 1,5 % de elementos más pesados ​​en masa. Las trazas de elementos más pesados ​​se produjeron y se producen dentro de las estrellas mediante nucleosíntesis estelar y se expulsan a medida que las estrellas pasan más allá del final de su vida en la secuencia principal . Las regiones de mayor densidad del medio interestelar forman nubes, o nebulosas difusas , [3] donde tiene lugar la formación de estrellas. [4] A diferencia de las galaxias espirales, las galaxias elípticas pierden el componente frío [ definición necesaria ] de su medio interestelar en aproximadamente mil millones de años, lo que impide que la galaxia forme nebulosas difusas, excepto a través de fusiones con otras galaxias. [5]

Imagen del Telescopio Espacial Hubble conocida como Pilares de la Creación , donde se forman estrellas en la Nebulosa del Águila.

En las nebulosas densas donde se producen las estrellas, gran parte del hidrógeno está en forma molecular (H 2 ), por lo que estas nebulosas se denominan nubes moleculares . [4] El Observatorio Espacial Herschel ha revelado que los filamentos, o estructuras alargadas de gas denso, son verdaderamente ubicuos en las nubes moleculares y fundamentales para el proceso de formación estelar. Se fragmentan en núcleos unidos gravitacionalmente, la mayoría de los cuales evolucionarán hasta convertirse en estrellas. La acumulación continua de gas, la flexión geométrica [ definición necesaria ] y los campos magnéticos pueden controlar la manera detallada en que se fragmentan los filamentos. Las observaciones de filamentos supercríticos han revelado cadenas cuasi periódicas de núcleos densos con espaciamientos comparables al ancho interior del filamento, y protoestrellas incrustadas con flujos de salida. [ jerga ] [6]

Las observaciones indican que las nubes más frías tienden a formar estrellas de baja masa, que se observan primero a través de la luz infrarroja que emiten dentro de las nubes y luego como luz visible cuando las nubes se disipan. Las nubes moleculares gigantes, que generalmente son más cálidas, producen estrellas de todas las masas. [7] Estas gigantescas nubes moleculares tienen densidades típicas de 100 partículas por cm 3 , diámetros de 100 años luz (9,5 × 10 14  km ), masas de hasta 6 millones de masas solares ( M ☉ ) , o seis millones de veces la masa del sol de la Tierra. [8] La temperatura interior promedio es de 10  K (-441,7  °F ).

Aproximadamente la mitad de la masa total del ISM galáctico de la Vía Láctea se encuentra en nubes moleculares [9] y la galaxia incluye aproximadamente 6.000 nubes moleculares, cada una con más de 100.000  M ☉ . [10] La nebulosa más cercana al Sol donde se están formando estrellas masivas es la Nebulosa de Orión , a 1.300 años luz (1,2 × 10 16  km) de distancia. [11] Sin embargo, la formación de estrellas de menor masa está ocurriendo a unos 400-450 años luz de distancia en el complejo de nubes ρ Ophiuchi . [12]

Un sitio más compacto de formación estelar son las nubes opacas de denso gas y polvo conocidas como glóbulos de Bok , llamados así en honor al astrónomo Bart Bok . Estos pueden formarse en asociación con el colapso de nubes moleculares o posiblemente de forma independiente. [13] Los glóbulos de Bok suelen tener hasta un año luz de diámetro y contienen algunas masas solares . [14] Pueden observarse como nubes oscuras recortadas contra nebulosas de emisión brillantes o estrellas de fondo. Se ha descubierto que más de la mitad de los glóbulos de Bok conocidos contienen estrellas de nueva formación. [15]

Asamblea de galaxias en el Universo temprano. [dieciséis]

Colapso de la nube

Una nube interestelar de gas permanecerá en equilibrio hidrostático mientras la energía cinética de la presión del gas esté en equilibrio con la energía potencial de la fuerza gravitacional interna . Matemáticamente esto se expresa mediante el teorema del virial , que establece que, para mantener el equilibrio, la energía potencial gravitacional debe ser igual al doble de la energía térmica interna. [17] Si una nube es lo suficientemente masiva como para que la presión del gas sea insuficiente para sostenerla, la nube sufrirá un colapso gravitacional . La masa por encima de la cual una nube sufrirá tal colapso se llama masa de Jeans . La masa de Jeans depende de la temperatura y la densidad de la nube, pero normalmente es de miles a decenas de miles de masas solares. [4] Durante el colapso de las nubes se forman más o menos simultáneamente entre decenas y decenas de miles de estrellas, lo que se puede observar en los llamados cúmulos incrustados . El producto final del colapso del núcleo es un cúmulo abierto de estrellas. [18]

Las observaciones de ALMA del complejo de la Nebulosa de Orión brindan información sobre las explosiones en el nacimiento de una estrella. [19]

En la formación estelar desencadenada , uno de varios eventos podría ocurrir para comprimir una nube molecular e iniciar su colapso gravitacional . Las nubes moleculares pueden chocar entre sí, o una explosión de supernova cercana puede ser un desencadenante, enviando materia impactada hacia la nube a velocidades muy altas. [4] (Las nuevas estrellas resultantes pronto podrían producir supernovas, produciendo formación de estrellas autopropagadas .) Alternativamente, las colisiones galácticas pueden desencadenar estallidos masivos de formación estelar a medida que las nubes de gas en cada galaxia se comprimen y agitan por fuerzas de marea . [20] Este último mecanismo puede ser responsable de la formación de cúmulos globulares . [21]

Un agujero negro supermasivo en el núcleo de una galaxia puede servir para regular el ritmo de formación de estrellas en un núcleo galáctico. Un agujero negro que está acumulando materia que cae puede volverse activo , emitiendo un fuerte viento a través de un chorro relativista colimado . Esto puede limitar una mayor formación de estrellas. Los agujeros negros masivos que expulsan partículas emisoras de radiofrecuencia a una velocidad cercana a la de la luz también pueden bloquear la formación de nuevas estrellas en galaxias envejecidas. [22] Sin embargo, las emisiones de radio alrededor de los chorros también pueden desencadenar la formación de estrellas. Del mismo modo, un chorro más débil puede desencadenar la formación de estrellas cuando choca con una nube. [23]

La galaxia enana ESO 553-46 tiene una de las tasas de formación estelar más altas de las aproximadamente 1.000 galaxias más cercanas a la Vía Láctea. [24]

A medida que colapsa, una nube molecular se rompe en pedazos cada vez más pequeños de manera jerárquica, hasta que los fragmentos alcanzan la masa estelar. En cada uno de estos fragmentos, el gas que colapsa irradia la energía obtenida por la liberación de energía potencial gravitacional . A medida que aumenta la densidad, los fragmentos se vuelven opacos y, por tanto, son menos eficientes a la hora de irradiar su energía. Esto eleva la temperatura de la nube e inhibe una mayor fragmentación. Los fragmentos ahora se condensan en esferas giratorias de gas que sirven como embriones estelares. [25]

Para complicar esta imagen de una nube que colapsa están los efectos de la turbulencia , los flujos macroscópicos, la rotación , los campos magnéticos y la geometría de la nube. Tanto la rotación como los campos magnéticos pueden dificultar el colapso de una nube. [26] [27] La ​​turbulencia contribuye decisivamente a provocar la fragmentación de la nube y, en las escalas más pequeñas, promueve el colapso. [28]

protoestrella

Guardería estelar LH 95 en la Gran Nube de Magallanes.

Una nube protoestelar seguirá colapsando mientras se pueda eliminar la energía gravitacional vinculante. Este exceso de energía se pierde principalmente por radiación. Sin embargo, la nube que colapsa eventualmente se volverá opaca a su propia radiación y la energía deberá eliminarse por algún otro medio. El polvo dentro de la nube se calienta a temperaturas de 60 a 100 K y estas partículas irradian en longitudes de onda en el infrarrojo lejano donde la nube es transparente. Así, el polvo media en el posterior colapso de la nube. [29]

Durante el colapso, la densidad de la nube aumenta hacia el centro y, por tanto, la región media se vuelve ópticamente opaca en primer lugar. Esto ocurre cuando la densidad es de aproximadamente 10 −13 g/cm 3 . Se forma una región central, llamada primer núcleo hidrostático, donde esencialmente se detiene el colapso. Continúa aumentando de temperatura según lo determinado por el teorema del virial. El gas que cae hacia esta región opaca choca con él y crea ondas de choque que calientan aún más el núcleo. [30]

Imagen compuesta que muestra estrellas jóvenes dentro y alrededor de la nube molecular Cepheus B.

Cuando la temperatura central alcanza unos 2000 K , la energía térmica disocia las moléculas de H2 . [30] A esto le sigue la ionización de los átomos de hidrógeno y helio. Estos procesos absorben la energía de la contracción, lo que le permite continuar en escalas de tiempo comparables al período de colapso a velocidades de caída libre. [31] Después de que la densidad del material que cae ha alcanzado aproximadamente 10 −8 g / cm 3 , ese material es lo suficientemente transparente como para permitir que escape la energía irradiada por la protoestrella. La combinación de convección dentro de la protoestrella y radiación de su exterior permite que la estrella se contraiga aún más. [30] Esto continúa hasta que el gas está lo suficientemente caliente como para que la presión interna sostenga a la protoestrella contra un mayor colapso gravitacional, un estado llamado equilibrio hidrostático . Cuando esta fase de acreción está casi completa, el objeto resultante se conoce como protoestrella . [4]

N11, parte de una compleja red de nubes de gas y cúmulos de estrellas dentro de nuestra galaxia vecina, la Gran Nube de Magallanes.

La acumulación de material sobre la protoestrella continúa parcialmente desde el disco circunestelar recién formado . Cuando la densidad y la temperatura son lo suficientemente altas, comienza la fusión del deuterio y la presión exterior de la radiación resultante ralentiza (pero no detiene) el colapso. El material que forma la nube continúa "lloviendo" sobre la protoestrella . En esta etapa se producen chorros bipolares llamados objetos Herbig-Haro . Este es probablemente el medio por el cual se expulsa el exceso de momento angular del material que cae, permitiendo que la estrella continúe formándose.

Región de formación estelar Lupus 3. [32]

Cuando la envoltura de gas y polvo circundante se dispersa y el proceso de acreción se detiene, la estrella se considera una estrella previa a la secuencia principal (estrella PMS). La fuente de energía de estos objetos es la contracción gravitacional, a diferencia de la quema de hidrógeno en las estrellas de la secuencia principal. La estrella PMS sigue una pista de Hayashi en el diagrama de Hertzsprung-Russell (H-R) . [33] La contracción continuará hasta que se alcance el límite de Hayashi y, posteriormente, la contracción continuará en una escala de tiempo Kelvin-Helmholtz con la temperatura permaneciendo estable. Las estrellas con menos de 0,5  M ☉ se unen posteriormente a la secuencia principal. Para las estrellas PMS más masivas, al final de la trayectoria de Hayashi colapsarán lentamente en un equilibrio casi hidrostático, siguiendo la trayectoria de Henyey . [34]

Finalmente, el hidrógeno comienza a fusionarse en el núcleo de la estrella y el resto del material envolvente se elimina. Esto finaliza la fase protoestelar y comienza la fase de secuencia principal de la estrella en el diagrama H – R.

Las etapas del proceso están bien definidas en estrellas con masas de alrededor de 1  M ☉ o menos. En las estrellas de gran masa, la duración del proceso de formación estelar es comparable a otras escalas de tiempo de su evolución, mucho más corta, y el proceso no está tan bien definido. En evolución estelar se estudia la evolución posterior de las estrellas .

Observaciones

La Nebulosa de Orión es un ejemplo arquetípico de formación estelar, desde las estrellas jóvenes y masivas que están dando forma a la nebulosa hasta los pilares de gas denso que pueden ser el hogar de estrellas en ciernes.

Los elementos clave de la formación estelar sólo están disponibles mediante observación en longitudes de onda distintas a la óptica . La etapa protoestelar de la existencia estelar está casi invariablemente oculta en lo profundo de densas nubes de gas y polvo que quedaron del GMC . A menudo, estos capullos de formación de estrellas, conocidos como glóbulos de Bok , se pueden ver en silueta contra la brillante emisión del gas circundante. [35] Las primeras etapas de la vida de una estrella se pueden ver con luz infrarroja , que penetra el polvo más fácilmente que la luz visible . [36] Por lo tanto , las observaciones realizadas por el Explorador de sondeo infrarrojo de campo amplio (WISE) han sido especialmente importantes para revelar numerosas protoestrellas galácticas y sus cúmulos estelares padres . [37] [38] Ejemplos de estos cúmulos de estrellas incrustados son FSR 1184, FSR 1190, Camargo 14, Camargo 74, Majaess 64 y Majaess 98. [39]

Región de formación estelar S106.

La estructura de la nube molecular y los efectos de la protoestrella se pueden observar en mapas de extinción del IR cercano (donde el número de estrellas se cuenta por unidad de área y se compara con un área cercana del cielo de extinción cero), emisión continua de polvo y transiciones rotacionales. de CO y otras moléculas; estos dos últimos se observan en el rango milimétrico y submilimétrico . La radiación de la protoestrella y de la estrella primitiva debe observarse en longitudes de onda de astronomía infrarroja , ya que la extinción provocada por el resto de la nube en la que se forma la estrella suele ser demasiado grande para permitirnos observarla en la parte visual del espectro. . Esto presenta dificultades considerables, ya que la atmósfera terrestre es casi completamente opaca entre 20 μm y 850 μm, con ventanas estrechas a 200 μm y 450 μm. Incluso fuera de este rango se deben utilizar técnicas de sustracción atmosférica.

Estrellas jóvenes (púrpura) reveladas por rayos X dentro de la región de formación estelar de NGC 2024 . [40]

Las observaciones de rayos X han demostrado ser útiles para estudiar estrellas jóvenes, ya que la emisión de rayos X de estos objetos es entre 100 y 100 000 veces más intensa que la emisión de rayos X de las estrellas de la secuencia principal. [41] Las primeras detecciones de rayos X de estrellas T Tauri fueron realizadas por el Observatorio de rayos X Einstein . [42] [43] Para las estrellas de baja masa, los rayos X se generan mediante el calentamiento de la corona estelar a través de la reconexión magnética , mientras que para las estrellas de gran masa O y las primeras estrellas de tipo B, los rayos X se generan a través de choques supersónicos en la estrella. vientos. Los fotones en el rango de energía de rayos X suaves cubierto por el Observatorio de rayos X Chandra y XMM-Newton pueden penetrar el medio interestelar con una absorción moderada debido al gas, lo que convierte a los rayos X en una longitud de onda útil para ver las poblaciones estelares dentro de las nubes moleculares. . La emisión de rayos X como evidencia de juventud estelar hace que esta banda sea particularmente útil para realizar censos de estrellas en regiones de formación estelar, dado que no todas las estrellas jóvenes tienen excesos en el infrarrojo. [44] Las observaciones de rayos X han proporcionado censos casi completos de todos los objetos de masa estelar en el Cúmulo de la Nebulosa de Orión y la Nube Molecular de Tauro . [45] [46]

La formación de estrellas individuales sólo puede observarse directamente en la Vía Láctea , pero en galaxias distantes se ha detectado la formación de estrellas a través de su firma espectral única .

La investigación inicial indica que los grupos de formación de estrellas comienzan como áreas gigantes y densas en materia turbulenta rica en gas en galaxias jóvenes, viven alrededor de 500 millones de años y pueden migrar al centro de una galaxia, creando el abultamiento central de una galaxia. [47]

El 21 de febrero de 2014, la NASA anunció una base de datos muy mejorada para rastrear los hidrocarburos aromáticos policíclicos (HAP) en el universo . Según los científicos, más del 20% del carbono del universo puede estar asociado a HAP, posibles materiales de partida para la formación de la vida . Los HAP parecen haberse formado poco después del Big Bang , están muy extendidos por todo el universo y están asociados con nuevas estrellas y exoplanetas . [48]

En febrero de 2018, los astrónomos informaron por primera vez de una señal de la época de reionización , una detección indirecta de la luz de las primeras estrellas formadas, unos 180 millones de años después del Big Bang . [49]

Un artículo publicado el 22 de octubre de 2019 informó sobre la detección de 3MM-1 , una galaxia masiva de formación de estrellas a unos 12.500 millones de años luz de distancia que está oscurecida por nubes de polvo . [50] Con una masa de aproximadamente 10 10,8 masas solares , mostró una tasa de formación de estrellas aproximadamente 100 veces mayor que la de la Vía Láctea . [51]

Objetos pioneros notables

Formación de estrellas de baja y alta masa

Región de formación estelar Westerhout 40 y Serpens-Aquila Rift : los filamentos de nubes que contienen nuevas estrellas llenan la región. [55] [56]

Se cree que las estrellas de diferentes masas se forman mediante mecanismos ligeramente diferentes. La teoría de la formación de estrellas de baja masa, que está bien respaldada por la observación, sugiere que las estrellas de baja masa se forman por el colapso gravitacional de los aumentos de densidad giratorios dentro de las nubes moleculares. Como se describió anteriormente, el colapso de una nube giratoria de gas y polvo conduce a la formación de un disco de acreción a través del cual se canaliza materia hacia una protoestrella central. Sin embargo, para estrellas con masas superiores a aproximadamente 8  M ☉ , el mecanismo de formación estelar no se comprende bien.

Las estrellas masivas emiten grandes cantidades de radiación que empujan el material que cae. En el pasado, se pensaba que esta presión de radiación podría ser lo suficientemente sustancial como para detener la acreción sobre la protoestrella masiva y evitar la formación de estrellas con masas superiores a unas pocas decenas de masas solares. [57] Trabajos teóricos recientes han demostrado que la producción de un chorro y un flujo de salida limpia una cavidad a través de la cual gran parte de la radiación de una protoestrella masiva puede escapar sin impedir la acreción a través del disco y hacia la protoestrella. [58] [59] La idea actual es que, por lo tanto, las estrellas masivas pueden formarse mediante un mecanismo similar al que se utiliza para formar estrellas de baja masa.

Cada vez hay más pruebas de que al menos algunas protoestrellas masivas están rodeadas por discos de acreción. [60] Se espera que la acreción de disco en protoestrellas de gran masa, similar a sus contrapartes de baja masa, exhiba ráfagas de acreción episódica como resultado de una inestabilidad gravitacional que conduce a tasas de acreción grumosas y continuas. De hecho, se ha confirmado mediante observaciones la evidencia reciente de estallidos de acreción en protoestrellas de gran masa. [60] [61] [62] Varias otras teorías sobre la formación de estrellas masivas aún deben probarse mediante observación. De ellas, quizás la más destacada sea la teoría de la acreción competitiva, que sugiere que las protoestrellas masivas son "sembradas" por protoestrellas de baja masa que compiten con otras protoestrellas para extraer materia de toda la nube molecular madre, en lugar de simplemente de una pequeña. región local. [63] [64]

Otra teoría sobre la formación de estrellas masivas sugiere que las estrellas masivas pueden formarse por la fusión de dos o más estrellas de menor masa. [sesenta y cinco]

Ver también

Referencias

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