3.4 FORMACIÓN ESTELAR (** TIPO SOL)

1. 3.4 FORMACIÓN ESTELAR (** TIPO SOL) • Gravedad vs. calor: • al inicio domina movim. • aleatorio (calor); • nube de T ~ 100 K requiere ~1057átomos (~1 M) para “confinarla” gravitacionalmente  comienza colapso  formación de ** • Origen de la nube (especulativo): (a) compresión por radiación de ** O/B; (b) enfriamiento de nubes • ETAPA 1: nube interestelar tamaño ~ n* 10 pc, T ~ 10 K; Mtot ~ miles de M ; ppalmte. gas (atómico/moléc.); poco polvo: ayuda a enfriar (radiación sale facil); fragmentación en pocos millones de años Fragmentación de una nube interestelar: INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

2. Fragmentación termina encima de cierta densidad • Fragmentos se vuelven tan densos  opacos a radiación  T crece, contracción continua • ETAPA 2: Fragmento sigue contrayendo; contiene 1 – 2M ; ∅ ~ 100 veces mayor que sistema solar; densidad ~1012 partic./m3 ; calentamiento moderado: T ~ 100 K en núcleo • ETAPA 3: comienza cuando tamaño ~ sistema solar; regiones centrales: opacos a radiación, T ~ 10 000 K;  ~ 1018 partíc./m3;  “protoestrella” gas en periferia todavía frío (por radiación); hacia final de etapa 3 existe “superficie [proto]estelar” (fotósfera, sin que haya fusión nuclear en el centro) Ejemplo: nube de Orión . . . INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

3. Discos protoplanetarios Nubes moleculares, ∅ ~ 1010 km (sistema solar) (“proplyds”) INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

4. ETAPA 4 y 5: Evolución de la protoestrella ~ 105 años tras formarse el fragmento, T ~106 K en centro; tamaño ~ órbita de Mercurio; T(superficie) ~ 2000 - 3000 K; relación R-L-T  L* ~ 1000 L (debido a colapso gravitacional; NO hay fusión nuclear ! ) - “estrella” entra en diagrama H-R - contracción lenta (calor frena) ETAPA 5: R ~ 10 R ; L disminuye; Tnucl ~ 5 106 K (sigue sin fusión); fase “T Tauri”: fuertes vientos “protoestelares”; evolución más lenta INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

5. ETAPA 6: Estrella recién nacida ~ 107 a tras formarse: protoestrella  estrella verdadera: R~106 km, Tcentro ~107 K  fusión nuclear (cadena pp) Tsuperf ~ 4500 K; L* ~ 2/3 L - Evidencia para su existencia: objetos infrarrojos (no estelares) embebidas en “capullos” (“cocoon”) de polvo. • deben ser jóvenes (se dispersan rápido) • solamente ocurren en núcleos densos de nubes moleculares Imagen IR de protoestrella “Barnard 5” - durante ~ 30 106 a * contrae ~ 30%; Tcen aumenta a ~ 15 106 K, Tsuperf ~ 6000 K  se alcanza ETAPA 7 tras total de ~ 40-50 106 a; equilibrio entre gravedad y radiación; “quema” su combustible y se queda en mismo lugar del diagrama H-R por ~ 1010 a INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

6. FORMACIÓN DE ESTRELLAS DISTINTAS AL SOL • En general: fragmentos grandes :  ** masivas; fragmentos pequeños  ** de baja masa • caminos evolutivos en el diagrama H-R difieren según M* • ** más masivas (tipo O) se forman en 106a ( ~ 1/50 del tiempo para el Sol) ** Tipo M (baja masa) requieren ~109 a para formarse INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

7. IMPORTANTE: secuencia principal NO es un camino evolutivo; una vez alcanzada la sec. ppal., * se queda en el mismo lugar toda su vida de ¨combustión¨; * no puede subir ni bajar a lo largo de la sec. ppal., siguientes etapas → ”muerte” = salida de la sec. ppal. ENANAS MARRÓNES (¨E. CAFÉS¨, brown dwarfs) Fusión nuclear requiere M*≳0.08 M = 80 MJúpiter ; E.M. NO brillan por fusión núclear, pero por contracción (calor); detección difícil; varios candidatos detectados Gliese 229 (HST) Gliese 623 (HST) Gliese 229 desde Tierra a ~7" Compañera: L ~10-6 L M ~ 50 MJúp INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

8. ENANAS MARRONES (E.M.) - descubiertos en 1994, sospechados hace mucho más - detectados por presencia de Li (el lítio debía destruirse por fusión nuclear en ** de baja masa)  no hay fusión en E.M. - 1995: se encuentra metano (CH4) en Gliese 229b  1a enana marrón - 1997: se propone nueva clase espectral “L” para T ~1400-2200 K (se forma “polvo”(= granos de minerales) en sus fotósferas  éste elimina líneas de abs. de TiO y otros óxidos del espectro) - para T < 1400 K  CO se convierte en metano  gran cambio en el espectro  nueva clase espectral “T” - muy pocas E.M. orbitan ** de tipo solar; 20% de las E.M. conocidos resultan ser binarias de dos E.M., tipicamente separadas por < 10 U.A. INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

9. CÚMULOS DE ** - formados de la misma nube original - buenos “laboratorios” para estudiar ** (misma edad, distancia y composición química; sólo M=masa difiere) • CÚMULOS ABIERTOS contienen ~ 102 ... 104 ** ; ∅~ unos pc ** O,B deben ser jóvenes  edad del cúmulo ≲ 2106 a  ** con L≲ L no alcanzaron sec.ppal. C.A. viven 108…109a antes de disociarse (por evaporación de ** con v > vescape)  Pleiades (M45) a ~ 120 pc distancia; Imagen óptico y diagrama H-R INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

10. ASOCIACIONES DE ESTRELLAS (“ASOC. O-B”) - menos masivas, más extensas ; - contienen unos 102 **, ∅~ pocas decenas de pc; - ricos en ** jóvenes, sobreviven pocos 107 años → “desbaratadas” por marea de Vía Láctea; - menos ** que en cúmulos abiertos → ¿ menor fracción de nube original termina en ** ? INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

11. CÚMULOS GLOBULARES - todos casi esféricos (→nombre); - ~150 conocidos : lejos y cerca del plano Galáctico (distribución esférica) - contienen 105… 107 **; ∅~ 50 pc; - diagrama H-R: carecen de ** O - F de la sec. ppal. (ninguna * de M >0.8 M⊙ en la sec. ppal.) - ** O - F ya murieron (gastaron su combustible)  edad de los cúmulos ≳ 1010a (~ 70-80% edad del universo  tan viejos como nuestra galaxia) límite de detección  Ejemplo:ω Cen a 5000 pc ∅ ~ 40 pc INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA