Guarderías estelares

Guarderías estelares

20 Junio.- Las nubes moleculares son llamadas así porque tienen una densidad suficiente para apoyar la formación de moléculas, por lo general moléculas H2. Su densidad también las hace sitios ideales para la formación de nuevas estrellas y si la formación de estrellas es frecuente en una nube molecular, tendemos a darle el título menos formal de guardería estelar.

Tradicionalmente, la formación de estrellas ha sido difícil de estudiar, ya que tiene lugar dentro de densas nubes de polvo. Sin embargo, la observación en infrarrojo lejano y de la radiación submilimétrica que sale de las nubes moleculares permite que los datos se recojan de los objetos preestelares, incluso si no pueden verse directamente. Estos datos se extraen del análisis espectroscópico - en las líneas espectrales de monóxido de carbono que son particularmente útiles en la determinación de la temperatura, la densidad y la dinámica de los objetos preestelares.

En el Infrarrojo lejano y submilimétricas, la radiación puede ser absorbida por el vapor de agua en la atmósfera terrestre, por lo que la astronomía ve difícil de lograr estas longitudes de onda desde el nivel del mar -, pero relativamente fácil por la baja humedad en lugares de gran altitud, como el Observatorio de Mauna Kea en Hawai.

Simpson et al realizó un estudio sub-milimétrico de la nube molecular L1688 en Ofiuco, sobre todo en busca de los núcleos proto-estelares con el azul de doble máximo asimétrico (BAD) - que indican que un núcleo está experimentando las primeras etapas del colapso gravitacional para formar una protoestrella. Un máximo BAD se identifica mediante Doppler basado en estimaciones de las variaciones de velocidad del gas a través de un objeto.Todo este material inteligente se realiza mediante el Telescopio James Clerk Maxwell , en Mauna Kea, con ACSIS y HARP - el sistema de auto-correlación de imágenes espectrales y el Programa de Array heterodino del receptor.

Una muestra de los núcleos de la nube proto-estelar L1688 en Ofiuco. Núcleos con la firma azul máxima asimétrica doble (BAD), los picos, lo que indica que el gas se hace efectivo debido a un colapso gravitacional, todos en el lado derecho de la línea de inestabilidad de Jeans. Este gráfico estima la trayectoria probable de la evolución de los núcleos protoestelares.

La física de la formación de las estrellas no se entiende completamente. Pero, presumiblemente se piensa que es debido a una combinación de fuerzas electrostáticas y la turbulencia dentro de una nube molecular, moléculas que se agrupan en grupos que tal vez se funden con grupos adyacentes hasta que haya una colección de material lo suficientemente sustancial como para generar su propia gravedad.

Desde este punto, un equilibrio hidrostático se establece entre la gravedad y la presión del gas del objeto preestelar - aunque la materia se agrega a medida que la propia gravedad aumenta. Los objetos pueden ser sostenidos dentro del rango de masa de Bonnor-Ebert - donde los objetos más masivos en este rango son más pequeños y densos ( de alta presión en el diagrama). Pero a medida que la masa sigue creciendo, el límite de inestabilidad de Jeans se alcanza cuando la presión del gas ya no puede soportar el colapso gravitacional y la materia se agrega para crear un núcleo denso y caliente proto-estelar.

Cuando la temperatura del núcleo alcanza 2.000 grados Kelvin, H 2 y otras moléculas se disocian para formar un plasma caliente. El núcleo no es todavía lo suficientemente caliente como para impulsar la fusión, sino que se irradia su calor estableciéndose un nuevo equilibrio hidrostático entre la radiación térmica hacia el exterior y la atracción gravitatoria hacia el interior. En este punto, el objeto es ahora considerado una protoestrella.

Siendo ahora un centro importante de masa, la protoestrella es probable que haga un disco de acreción circumestelar alrededor de ella. Como se acrecienta más material y la densidad del núcleo aumenta aún más, la fusión del deuterio comienza primero - seguido por la fusión del hidrógeno, momento en que nace una estrella de secuencia principal.