Formación de estrellas
Proceso por el cual regiones densas de nubes moleculares en el espacio interestelar colapsan para formar estrellas
La nebulosa W51 de Aquila , una de las mayores fábricas de estrellas de la Vía Láctea (25 de agosto de 2020)

La formación de estrellas es el proceso por el cual las regiones densas dentro de las nubes moleculares en el espacio interestelar , a veces denominadas "guarderías estelares" o " regiones de formación estelar ", colapsan y forman estrellas . [1] Como rama de la astronomía , la formación de estrellas incluye el estudio del medio interestelar (ISM) y las nubes moleculares gigantes (GMC) como precursores del proceso de formación estelar, y el estudio de protoestrellas y objetos estelares jóvenes como sus productos inmediatos. Está estrechamente relacionada con la formación de planetas , otra rama de la astronomía . La teoría de la formación de estrellas, además de explicar 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]

Historia

Se cree que las primeras estrellas se formaron hace aproximadamente entre 12 y 13 mil millones de años, después del Big Bang . A lo largo de intervalos de tiempo, las estrellas han fusionado helio para formar una serie de elementos químicos .

Viveros estelares

Nubes interestelares

Las galaxias espirales como la Vía Láctea contienen estrellas , remanentes 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 de aproximadamente un 70 % de hidrógeno , un 28 % de helio y un 1,5 % de elementos más pesados ​​en masa. Las cantidades traza de elementos más pesados ​​se produjeron y se producen dentro de las estrellas a través de la nucleosíntesis estelar y se expulsan cuando las estrellas pasan más allá del final de su vida de 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 están formando estrellas en la Nebulosa del Águila

En las densas nebulosas 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 de gas denso alargadas, son verdaderamente omnipresentes en las nubes moleculares y fundamentales para el proceso de formación de estrellas. Se fragmentan en núcleos ligados gravitacionalmente, la mayoría de los cuales evolucionarán en estrellas. La acumulación continua de gas, la curvatura 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 cuasiperiódicas de núcleos densos con un espaciamiento comparable al ancho interno 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 primero se observan 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 nubes moleculares gigantes 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 un estimado de 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 lugar más compacto de formación estelar son las nubes opacas de gas denso y polvo conocidas como glóbulos de Bok , llamados así en honor al astrónomo Bart Bok . Estos pueden formarse en asociación con nubes moleculares en colapso o posiblemente de forma independiente. [13] Los glóbulos de Bok suelen tener hasta un año luz de diámetro y contienen unas pocas masas solares . [14] Se pueden observar 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 en formación. [15]

Ensamblaje de galaxias en el Universo temprano. [16]

Colapso de nubes

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 gravitatoria interna . Matemáticamente, esto se expresa utilizando el teorema virial , que establece que, para mantener el equilibrio, la energía potencial gravitatoria 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 dicho 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 la nube, se forman de docenas a decenas de miles de estrellas más o menos simultáneamente, lo que se observa en los llamados cúmulos incrustados . El producto final de un colapso del núcleo es un cúmulo abierto de estrellas. [18]

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

En la formación estelar desencadenada , puede ocurrir uno de varios eventos para comprimir una nube molecular e iniciar su colapso gravitacional . Las nubes moleculares pueden colisionar 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 pueden producir pronto supernovas, lo que produce una formación estelar autopropagada ). 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 la tasa 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 la 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 más altas de formación estelar 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 gravitatoria . A medida que aumenta la densidad, los fragmentos se vuelven opacos y, por lo tanto, son menos eficientes a la hora de irradiar su energía. Esto aumenta 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 aún más la imagen de una nube que colapsa, se encuentran 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 es fundamental para 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 de enlace gravitacional. Este exceso de energía se pierde principalmente a través de la radiación. Sin embargo, la nube que colapsa eventualmente se volverá opaca a su propia radiación, y la energía debe eliminarse por algún otro medio. El polvo dentro de la nube se calienta a temperaturas de 60-100 K , y estas partículas irradian en longitudes de onda en el infrarrojo lejano donde la nube es transparente. Por lo tanto, el polvo media el colapso adicional de la nube. [29]

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

Cuando la temperatura del núcleo 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] Una vez que la densidad del material que cae ha alcanzado unos 10 −8 g/cm3 , ese material es lo suficientemente transparente como para permitir que la energía irradiada por la protoestrella escape. La combinación de convección dentro de la protoestrella y radiación desde su exterior permiten 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 estelares 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 hacia afuera de la radiación resultante ralentiza (pero no detiene) el colapso. El material que compone 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, lo que permite 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 de presecuencia principal (estrella PMS). La fuente de energía de estos objetos es (contracción gravitacional) mecanismo de Kelvin-Helmholtz , a diferencia de la quema de hidrógeno en las estrellas de secuencia principal. La estrella PMS sigue una trayectoria de Hayashi en el diagrama de Hertzsprung-Russell (H-R) . [33] La contracción continuará hasta que se alcance el límite de Hayashi , y luego la contracción continuará en una escala de tiempo de Kelvin-Helmholtz con la temperatura permaneciendo estable. Las estrellas con menos de 0,5  M ☉ luego se unen 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 pone fin a 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 en torno a 1  M☉ o inferiores. En estrellas de gran masa, la duración del proceso de formación estelar es comparable a las otras escalas temporales de su evolución, mucho más cortas, y el proceso no está tan bien definido. La evolución posterior de las estrellas se estudia en evolución estelar .

Protoestrella
Explosión de protoestrellas - HOPS 383 (2015).

Observaciones

La Nebulosa de Orión es un ejemplo arquetípico de formación estelar, desde las estrellas jóvenes y masivas que dan 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 solo están disponibles observando en longitudes de onda distintas a la óptica . La etapa protoestelar de la existencia estelar está casi invariablemente oculta en las profundidades de densas nubes de gas y polvo que quedan de la GMC . A menudo, estos capullos de formación estelar, conocidos como glóbulos de Bok , se pueden ver en silueta contra la emisión brillante del gas circundante. [35] Las primeras etapas de la vida de una estrella se pueden ver en luz infrarroja , que penetra el polvo más fácilmente que la luz visible . [36] Por lo tanto, las observaciones del Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) han sido especialmente importantes para revelar numerosas protoestrellas galácticas y sus cúmulos estelares progenitores . [37] [38] Ejemplos de tales cúmulos estelares 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 en el infrarrojo cercano (donde se cuenta el número de estrellas por unidad de área y se compara con un área cercana de extinción cero del cielo), emisión de polvo continuo y transiciones rotacionales de CO y otras moléculas; estas dos últimas se observan en el rango milimétrico y submilimétrico . La radiación de la protoestrella y la estrella temprana debe observarse en longitudes de onda de astronomía infrarroja , ya que la extinción causada por el resto de la nube en la que se está formando la estrella suele ser demasiado grande para permitirnos observarla en la parte visual del espectro. Esto presenta dificultades considerables ya que la atmósfera de la Tierra es casi completamente opaca desde 20 μm hasta 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 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 aproximadamente 100–100,000 veces más fuerte que la emisión de rayos X de las estrellas de secuencia principal. [41] Las primeras detecciones de rayos X de estrellas T Tauri fueron realizadas por el Observatorio de rayos X de Einstein . [42] [43] Para las estrellas de baja masa, los rayos X se generan por el calentamiento de la corona estelar a través de la reconexión magnética , mientras que para las estrellas de alta masa O y las primeras estrellas de tipo B, los rayos X se generan a través de choques supersónicos en los vientos estelares. Los fotones en el rango de energía de rayos X suaves cubiertos por el Observatorio de rayos X Chandra y XMM-Newton pueden penetrar el medio interestelar con solo una absorción moderada debido al gas, lo que hace que los rayos X sean 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 infrarrojos. [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 la formación de estrellas se ha detectado a través de su firma espectral única .

Las investigaciones iniciales indican 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 bulbo 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 en el universo puede estar asociado con los HAP, posibles materiales de partida para la formación de la vida . Los HAP parecen haberse formado poco después del Big Bang , están ampliamente distribuidos por todo el universo y están asociados con nuevas estrellas y exoplanetas . [48]

En febrero de 2018, los astrónomos informaron, por primera vez, una señal de la época de reionización , una detección indirecta de 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 estelar 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 estelar aproximadamente 100 veces más alta que en la Vía Láctea . [51]

Objetos notables del buscador de rutas

  • MWC 349 fue descubierto por primera vez en 1978 y se estima que tiene sólo 1.000 años de antigüedad.
  • VLA 1623: el primer ejemplo de protoestrella de clase 0, un tipo de protoestrella incrustada que aún no ha acumulado la mayor parte de su masa. Se descubrió en 1993 y posiblemente tenga menos de 10 000 años. [52]
  • L1014 – Un objeto incrustado extremadamente débil, representativo de una nueva clase de fuentes que recién ahora se están detectando con los telescopios más nuevos. Su estado aún no se ha determinado; podrían ser las protoestrellas de clase 0 de baja masa más jóvenes observadas hasta ahora o incluso objetos evolucionados de muy baja masa (como enanas marrones o incluso planetas rebeldes ). [53]
  • GCIRS 8* – La estrella de secuencia principal más joven conocida en la región del Centro Galáctico , descubierta en agosto de 2006. Se estima que tiene 3,5 millones de años. [54]

Formación de estrellas de baja y alta masa

Región de formación estelar Westerhout 40 y la falla Serpens-Aquila : 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 rotatorios dentro de las nubes moleculares. Como se describió anteriormente, el colapso de una nube rotatoria de gas y polvo conduce a la formación de un disco de acreción a través del cual la materia se canaliza hacia una protoestrella central. Sin embargo, en el caso de las estrellas con masas superiores a aproximadamente 8  M ☉ , el mecanismo de formación de estrellas no se comprende bien.

Las estrellas masivas emiten grandes cantidades de radiación que empujan el material que cae sobre ellas. En el pasado, se pensaba que esta presión de radiación podría ser lo suficientemente importante 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 despejan una cavidad a través de la cual gran parte de la radiación de una protoestrella masiva puede escapar sin obstaculizar la acreción a través del disco y hacia la protoestrella. [58] [59] La idea actual es que las estrellas masivas pueden, por lo tanto, 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 de discos de acreción. [60] Se espera que la acreción de discos en protoestrellas de alta masa, al igual que en sus contrapartes de baja masa, presente ráfagas de acreción episódica como resultado de una inestabilidad gravitacional que conduce a tasas de acreción aglomeradas e incontinuas. Evidencias recientes de ráfagas de acreción en protoestrellas de alta masa han sido confirmadas mediante observaciones. [60] [61] [62] Aún quedan por probar mediante observaciones varias otras teorías de formación de estrellas masivas. 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 absorber materia de toda la nube molecular original, en lugar de simplemente de una pequeña región local. [63] [64]

Otra teoría de formación de estrellas masivas sugiere que las estrellas masivas pueden formarse por la coalescencia de dos o más estrellas de menor masa. [65]

Naturaleza filamentosa de la formación estelar

Estudios recientes han puesto de relieve el papel de las estructuras filamentosas en las nubes moleculares como condiciones iniciales para la formación de estrellas. Los hallazgos del Observatorio Espacial Herschel destacan la naturaleza ubicua de estos filamentos en el medio interestelar frío (ISM). La relación espacial entre núcleos y filamentos indica que la mayoría de los núcleos preestelares se encuentran a menos de 0,1 pc de los filamentos supercríticos. Esto apoya la hipótesis de que las estructuras filamentosas actúan como vías para la acumulación de gas y polvo, lo que conduce a la formación de núcleos. [66]

Red filamentosa del GMC de California fotografiada por Herschel. [66]

Tanto la función de masa del núcleo (CMF) como la función de masa de la línea de filamentos (FLMF) observadas en el GMC de California siguen distribuciones de ley de potencia en el extremo de alta masa, en consonancia con la función de masa inicial (IMF) de Salpeter. Los resultados actuales respaldan firmemente la existencia de una conexión entre la FLMF y la CMF/IMF, lo que demuestra que esta conexión se mantiene a nivel de una nube individual, específicamente el GMC de California. [66] La FLMF presentada es una distribución de masas de línea locales para una muestra completa y homogénea de filamentos dentro de la misma nube. Es la masa de línea local de un filamento la que define su capacidad de fragmentarse en una ubicación particular a lo largo de su columna vertebral, no la masa de línea promedio del filamento. Esta conexión es más directa y proporciona restricciones más estrictas sobre el origen de la CMF/IMF. [66]

Véase también

Referencias

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