Formación estelar
La formación estelar es el proceso por el cual grandes masas de gas (que se encuentran en galaxias formando extensas nubes moleculares en el medio interestelar), a veces denominadas como "guarderías estelares" o "regiones de formación estelar", colapsan para formar estrellas.
En junio del 2005 los astrónomos aportaron evidencias para estrellas de la Población III en la galaxia Cosmos Redshift 7 en z = 6.60.
Es probable que tales estrellas hayan existido en el universo primigenio (es decir, con alto corrimiento hacia el rojo), y pueden haber comenzado la producción de elementos químicos más pesados que el hidrógeno que son necesarios para la posterior formación de planetas y vida tal como la conocemos.
El medio interestelar está formado por 10-4 a 106 partículas por cm3 y suele estar compuesto por aproximadamente un 70% de hidrógeno en masa, mientras que la mayor parte del gas restante consiste en helio.
Matemáticamente esto se expresa mediante el teorema del virial, que establece que, para mantener el equilibrio, la energía potencial gravitatoria debe ser igual al doble de la energía térmica interna.
[6] En la formación estelar desencadenada, puede ocurrir uno de varios acontecimientos para comprimir una nube molecular e iniciar su colapso gravitatorio.
Un agujero negro que está acumulando materia puede convertirse en un activo, emitiendo un fuerte viento a través de un chorro relativista colimado.
Asimismo, un chorro más débil puede desencadenar la formación de estrellas cuando colisiona con una nube.
Esto eleva la temperatura de la nube e impide una mayor fragmentación.
Tanto la rotación como los campos magnéticos pueden dificultar el colapso de una nube.
[14][15] La turbulencia es fundamental para provocar la fragmentación de la nube, y en las escalas más pequeñas promueve el colapso.
Esto se debe a las altas temperaturas necesarias para excitar esta molecular (~ 510K), mientras que las nubes son muy frías.
[cita requerida] Debido a alguna clase de desencadenante, estos núcleos se vuelven inestables gravitacionalmente, fragmentándose y colapsando.
También puede ocurrir que una nube suficientemente masiva y fría colapse por sí misma.
Dicha región es inicialmente transparente a la radiación por lo que su compresión será prácticamente isoterma.
Toda la energía gravitatoria se emitirá en forma de radiación infrarroja.
Jeans calculó que bajo determinadas condiciones una nube molecular podía contraerse por atracción gravitatoria.
Una nube estable, si se comprime, aumenta su presión más rápidamente que su gravedad y retorna espontáneamente a su estado original.
Entre ellos, el principal es la presión térmica del gas (dado que la nube no se encuentra a densidad o temperatura constantes), aunque existen otros como los movimientos sistemáticos en la nube (la rotación ejercería una fuerza centrífuga que expandiría el gas), o la turbulencia.
La masa, inicialmente homogénea, acaba por formar una esfera de gas en el centro.
Dicha esfera se contrae más deprisa diferenciándose del resto de la nube.
A pesar de la compresión del gas su densidad es, aún, demasiado baja y la radiación sigue escapando libremente.
En dicho disco pueden originarse planetas y asteroides si la metalicidad es lo suficientemente alta.
El núcleo de la protoestrella no solo acaba por ionizar sus elementos sino que cuando las temperaturas son lo suficientemente altas, comienza la fusión del deuterio.
La presión de radiación resultante hace más lento el colapso del material restante pero no lo detiene.
El proceso sigue así hasta que se inicia, finalmente, la ignición del hidrógeno en torno a los 10 millones de grados.
Entonces la presión aumenta drásticamente generando fuertes vientos estelares en forma de flujos bipolares (chorros protoestelares, jets protoestelares) que barren y expulsan el resto del material envolvente.
La nueva estrella se estabiliza en equilibrio hidrostático y entra en la secuencia principal en la que transcurrirá la mayor parte de su vida.
Otra gran parte de la masa más exterior sería no solo barrida e impulsada hacia el espacio interestelar sino también fotoionizada por su intensa radiación dando lugar a las regiones HII.
Su formación, vida y destrucción son procesos muy dramáticos en los que apenas si hay descanso.
