La formación de las estrellas y la turbulencia interestelar

1. La formación de las estrellas y la turbulencia interestelar Dr. Enrique Vázquez Semadeni Centro de Radioastronomía y Astrofísica, UNAM, Unidad Morelia

2. Vivimos en un planeta llamado Tierra, que es parte del Sistema Solar interior.... 8 min-luz

3. ...que está dentro del Sistema Solar exterior.... 5 horas-luz

4. ...que está dentro de la vecindad Solar... 20 años-luz

5. ...que es parte de nuestra galaxia (Vía Láctea)... Usted está aquí ¡100,000 millones de estrellas! 100,000 años-luz

6. ...que es una galaxia como tantas que existen en el Universo! ¡100,000 millones de galaxias! 30,000,000 años-luz

7. ¿Cómo se forman las estrellas? Cada galaxia contiene decenas o cientos de miles de millones de estrellas, de las cuales el Sol es un ejemplo típico.

8. ¿Qué es una estrella? • Una estrella es una esfera de gas (principalmente Hidrógeno) . • En balance hidrostático entre su auto-gravedad (su propio peso) y el gradiente de presión térmica en su interior, • alimentado por las reacciones nucleares en su centro. A cada radio: Condición de equilibrio hidrostático. H  He Fuerza de Peso de las presión capas externas =

9. ¿De dónde surgen las estrellas?

10. La cuna de las estrellas: nubes de gas molecular y polvo en el “medio interestelar” (MI) de las galaxias.

11. Toda la formación estelar (FE) actualmente ocurre en Nubes moleculares: • Regiones de alta densidad (n>100 cm-3) en el medio interestelar de las galaxias, tales que el hidrógeno está principalmente en forma molecular H2(la densidad columnar es suficientemente grande como para auto-escudar al gas de la radiación UV foto-disociante). • Se observan en la emisión de otras moléculas, tales como CO, NH3, etc; en emisión infrarroja (IR) y en radio de polvo, y en absorción óptica e IR por polvo.

12. Quad1 - optical Oscurecimiento por polvo Emisión en luz visible de las estrellas

13. Quad1 - optical Emisión de COen radio Emisión en luz visible de las estrellas

14. Orion over house Nube molecular de Orión Cinturón de Orión (“Los Reyes magos”)

15. Nebulosa de Orión

16. Image: 8-21 m emission (warm [50-100 K] dust) Contours:1.2-mm emmision (cold[10-20 K] dust) Image: I-band (8250 A) image Dark globule (BHR71) R ~ 0.4 pc M ~ 40 M n ~ 1x104 cm-3 L ~ 9 L Bourke et al. 97 Photos courtesy of D. Mardones

17. Las estrellas se forman cuando alguna región (“núcleo denso”) dentro de una nube molecular “decide” que ya no puede con su propio peso y sufre un colapso(implosión)gravitacional. • ¿Cuándo sucede esto? • Cuando la autogravedad de la región es mayor que la suma de los agentes que actúan en su contra: • Presión térmica • Presión magnética • Rotación • Inercia de movimientos turbulentos

18. Conceptos básicos de física

19. Las matemáticas nos permiten describircuantitativamenteel mundo que nos rodea. Es decir, describir no sólo elcómode las cosas, sino tambiéncuánto. • Las leyes de la física (es decir, del funcionamiento del mundo al nivel más básico) se escriben entonces de manera matemática. • A continuación, definiremos algunos de los conceptos físicos que utilizaremos en este curso.

20. Fuerza es un empuje o jalón que se le da a un objeto, generalmente ocasionando que se mueva (específicamente, que se acelere). • Cuando una fuerza pone en movimiento a un cuerpo, le imparte una cierta cantidad de energía. • A nivel básico, definimos energía como la capacidadde realizar algún trabajo (efectuar alguna acción sobre otro objeto). • La energía puede existir en muchas formas, como térmica (debida a la temperatura), gravitacional, cinética (debida al movimiento), potencial (que está disponible), etc. • La energía impartida a un cuerpo por una fuerza aplicada a él a lo largo de una cierta distancia es el trabajo W realizado por la fuerza: F d

21. Tres importantes formas de energía en el estudio de la formación de las estrellas

22. I. La energía gravitacional • La fuerza que domina a grandes escalas en el Universo es la Fuerza de Gravedad, descrita cuantitativamente por vez primera por Newton en la primera mitad del siglo XVIII. en donde: M1 = Masa del objeto 1 G = cte. de la gravitación M2 = Masa del objeto 2 R = distancia entre M1 y M2 Ley de la Gravitación Universal

23. La energía gravitacional Eg es la energía potencial (disponible) que tiene un cuerpo por encontrarse bajo la fuerza de gravedad de otro cuerpo: g R

24. La energía autogravitacional Eg de un cuerpo, debida a la atracción gravitacional de cada uno de sus átomos sobre todos los demás, es Un poco más o menos, dependiendo de la forma del objeto y de cómo está distribuida la masa dentro de él.

25. II. La energía térmica • Otra fuerza muy importante para nosotros es la ejercida por las moléculas de un gas sobre algún objeto por el movimiento térmico de ellas (es decir, por la temperatura del gas): • La relación entre la presión y la fuerza es entonces: • Se ve entonces que, si la presión es constante(por ejemplo, la del aire en este cuarto), a mayor superficie, mayor fuerza neta(por eso las velas de los barcos se hacían tan grandes como fuera posible). La presión es la fuerza que ejerce el golpeteo continuo de las moléculas de un cuerpo, líquido o gas sobre la unidad de superficie (ejm., 1 m2, 1 cm2, etc.) de otro cuerpo.

26. Ejemplos: • Al introducir aire a un globo, la presión del aire dentro de él, lo infla. • Los objetos pesan menos en el agua porque la presión aumenta con la profundidad: • Hay mayor presión sobre la parte más sumergida del cuerpo que sobre la menos sumergida. • Hay un empuje neto sobre el cuerpo de abajo hacia arriba. P aumenta hacia abajo

27. A mayor temperatura, mayor es la velocidad promedio de las moléculas, y por lo tanto, mayor es la fuerza que se aplica en cada cm2 (es decir, mayor es la presión). • A mayor densidad del gas que ejerce la presión (número de moléculas por cm3), mayor es el número de golpes por segundo que recibe cada cm2 de la pared que lo contiene. Por lo tanto, mayor es la presión. • Estas propiedades se resumen en la Ley de los Gases Ideales: 1 cm3 Baja densidad Alta densidad r = densidad del gas = Masa/ volumen T = temperatura P = presión k = cte. de Boltzmann m = masa de cada molécula

28. Esta ley también se puede escribir como: • La energía interna Ei(o térmica) es la que tiene un cuerpo o un gas por encontrarse a una cierta temperatura: • La temperatura se relaciona también con la velocidad del sonido: n = número total de moléculas Ei es proporcional a T o sea, a PV • El sonido se transmite a la velocidad de las moléculas. • T mide la energía cinética de las moléculas

29. III. La energía magnética • La fuerza magnética también puede impartir energía a un objeto. • Ejemplos: • El campo magnético terrestre mueve la manecilla de una brújula, haciéndola que se oriente con él. • Un imán pequeño se mueve para pegarse a una barra de fierro. • Los motores eléctricos funcionan haciendo que un electroimán gire dentro de un imán fijo al cambiar su polaridad.

30. Líneas de campo magnético (B) Trayectorias de los electrones • (Muy importante para el problema de la formación de las estrellas): Los electrones en el espacio se “amarran” al campo magnético, siendo obligados a moverse en espiral alrededor de él. • El efecto resultante es que el gas se puede deslizar libremente a lo largo del campo magnético, pero perpendicularmente a él, lo arrastra.

31. Energía magnética • La energía almacenada en un campo magnético uniforme B en una cierta región del espacio con volumen V es

32. Otro concepto importante: estabilidad • Un concepto fundamental en física es el de estabilidad o inestabilidad. Equilibrio estable: el sistema regresa al equilibrio después de un ligero empujón. Equilibrio inestable: un ligero empujón hace que el sistema se aleje del equilibrio.

33. Conceptos básicos de formación estelar

34. 1. Criterio básico:Inestabilidad gravitacional de Jeans • Consideremos una esfera de gas en el espacio (una “nube interestelar”), sujeta a su propia gravedad y a su presión térmica. • La autogravedad tiende a hacer que la nube se caiga sobre sí misma (implote, o se “colapse”). • La presión térmica tiende a hacer que la nube se expanda. • ¿Quién ganará? • Depende del tamaño de la nube. R r r, P, T

35. Factor geométrico • La energía interna de una nube de gas esférica de densidad uniforme es: • y la energía gravitacional es: • Igualando ambas y despejando R, encontramos el tamaño de la nube para el cual se encuentra al borde del colapso gravitacional (que se da cuando |Eg| > Ei):

36. Longitud de Jeans Sir James Jeans 1877 - 1946 • Haciendo un análisis más preciso y sofisticado se obtiene: • Entonces, regiones de densidad r y temperatura T=mHc2/k con tamaños mayores que la Longitud de Jeans se colapsan gravitacionalmente, si el único soporte en contra de su autogravedad es la presión térmica. • Se utiliza mucho también la: Masa de Jeans

37. Fragmentación: • Cuando una nube isotérmica se contrae: • Si la masa M de la nube es fija, mientras ésta se va colapsando, la masa de Jeans decrece porque la densidad aumenta, de manera que puede haber fragmentación: la nube de masa M cada vez contiene más masas de Jeans, y cada una puede proceder a colapsarse individualmente. M M Colapso MJ MJ

38. 2. Otro criterio importante:El cociente masa/flujo magnético • Consideremos ahora el soporte proporcionado por un posible campo magnético uniforme B en la dirección x. La energía magnética es: B A Flujo magnético:

39. Entonces el cociente de la energía gravitacional a la energía magnética es: donde F = pBR2 es el flujo magnético a través de la sección transversal de la nube. En ausencia de disipación o difusión, el flujo se conserva (“congelamiento del flujo”, “flux freezing”). • La condición para que haya colapso, |Eg| > Em, entonces implica: • En general, el factor numérico varía dependiendo de la geometría, y de cálculos más precisos (Nakano & Nakamura 1978), se toma: • Una nube con • M/F > (M/F)crit se llama magnéticamente supercrítica • M/F < (M/F)crit se llama magnéticamente subcrítica

40. Las grandes preguntas contemporáneas sobre la formación estelar (FE)

41. Ya hemos visto qué condiciones requiere una parcela de gas para colapsarse. Pero ahora procede preguntarse: • ¿Qué determina cuándo y qué fracción del gas de una nube adquiere las condiciones suficientes para el colapso? Es decir, ¿qué determina • La tasa (o rapidez) de formación estelar(“star formation rate”,SFR; el número de estrellas formadas por unidad de tiempo)? (en nuestra galaxia, unas 3 estrellas por año). • La eficiencia de formación estelar(star formation efficiency, SFE; la fracción de la masa de una nube que acaba en estrellas durante la “vida” de la nube)? • La función inicial de masa (“initial mass function”, IMF) estelar(la distribución de masas de las estrellas)?

42. Estas características de la formación estelar en las galaxias o en las nubes moleculares se miden observacionalmente: • La SFE en una nube molecular se define como donde M* es la masa total en estrellas (medida contando todas las estrellas de una nube y sumando sus masas) y Mn es la masa de la nube (medida a través del brillo total de la nube, o por otros estimados indirectos). • La SFR se mide a nivel de galaxias completas comparando • el brillo producido por las estrellas masivas (que son muy pocas, son las más grandes y brillantes en el azul y ultravioleta, y duran poco, es decir, “mueren” jóvenes) con • el brillo de las estrellas pequeñas (que brillan poco, son muchas y duran mucho y brillan en el rojo). • Así pues, comparando qué tanto brilla una galaxia en el azul con qué tanto brilla en el rojo, se sabe qué fracción de sus estrellas son jóvenes.

43. La IMF es la distribución de masas de las estrellas; es decir, cuántas estrellas hay de cada masa. Kroupa 2001

44. CMF IMF estelar Alves et al. 2006 • Recientemente varias observaciones han sugerido que la IMF estelar se origina de la distribución de masas de los núcleos densos de las nubes (“core mass function”, CMF). • La CMF tiene una forma muy similar a la IMF, sólo que desplazada por un factor ~3x en la masa. • Varios investigadores lo interpretan como que la IMF se origina de la CMF. • Sin embargo, otros investigadores dudan de que exista una conexión real.

45. La conexión con la gran escalay el “clima” galáctico • Responder las preguntas anteriores implica conocer las condiciones físicas y la evolución de las nubes moleculares donde se forman las estrellas. • En particular, saber qué determina la SFE requiere saber qué fracción de la masa de una nube se vuelve gravitacionalmente inestable, y por qué.

46. La cuna de las estrellas: nubes de gas molecular y polvo en el “medio interestelar” (MI) de las galaxias.

47. Quad1 - optical Oscurecimiento por polvo Emisión en luz visible de las estrellas

48. Quad1 - optical Emisión de COen radio Emisión en luz visible de las estrellas

49. Las nubes moleculares poseen mucha subestructura: Nube molecular gigante (GMC) Emisión en CO del complejo de gas molecular en la región Cygnus (Cisne) OB7 (Falgarone et al. 1992). “Clumps” o “grumos” En realidad, se trata de un continuo de densidad. “Cores” o “núcleos densos”

50. Además, las nubes moleculares parecen sersupersónicamente turbulentas. • Los movimientos del gas se pueden observar sólo de manera indirecta, pues las nubes son enormes, y por lo tanto sus movimientos llevan miles y hasta millones de años. • Podemos inferir sus movimientos aprovechándonos de dos hechos: • Los elementos y compuestos químicos emiten luz en ciertas frecuencias muy precisas (“espectro”). Las sustancias se pueden identificar por espectroscopía, y las frecuencias se miden con precisión en el laboratorio. intensidad baja frecuencia baja alta alta frecuencia frecuencia