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Protoestrella

Se denomina protoestrella al periodo de evolución de una estrella desde que es una nube molecular formada de hidrógeno, helio y partículas de polvo que empiezan a contraerse, hasta que la estrella alcanza la secuencia principal en el diagrama de Hertzsprung-Russell.[1]​ La fase protoestelar es la más temprana en el proceso de evolución estelar.[1]​

Las protoestrellas de masa similar a la del Sol tardan típicamente 100 millones de años en evolucionar desde nube molecular a estrella en la secuencia principal mientras que una protoestrella de unas 15 masas solares evoluciona mucho más rápidamente debido al mayor campo gravitatorio que genera, tardando del orden de 100 000 años en alcanzar la secuencia principal.

Las estrellas se forman normalmente en grupos, llamados cúmulos, donde se forman varias de ellas simultáneamente. Esto se puede explicar asumiendo que la nube no se contrae uniformemente sino que se divide en varias partes que continúan contrayéndose y, a su vez, fragmentándose en regiones más pequeñas que terminan por formar protoestrellas. Las protoestrellas radian la mitad de la energía que aporta el colapso gravitatorio. La otra mitad se invierte en calentar su núcleo. El transporte de calor hasta la superficie se da enteramente por convección debido a que el material que la forma está escasamente ionizado lo cual frena mucho a los fotones e impide una buena eficiencia del transporte radiactivo.

Una estrella de poca masa (como la del Sol o menos), dura unos 500,000 años.[2]​ La fase comienza cuando un fragmento de nube molecular colapsa inicialmente por la fuerza de su propia gravedad, el núcleo soportado por la presión forma el fragmento interior que colapsa. Finaliza cuando el gas que captura se agota, dejando una estrella presta a comenzar su secuencia principal, que se contrae para posteriormente convertirse en una estrella presta a comenzar la fusión de hidrógeno y producir helio.

Historia del concepto editar

La imagen moderna de las protoestrellas, resumida arriba, fue sugerida por primera vez por Chushiro Hayashi en 1966.[3]​ En los primeros modelos se sobrestimaba mucho el tamaño de las protoestrellas. Cálculos numéricos posteriores[4]​[5]​[6]​ aclaró el problema y mostró que las protoestrellas son solo modestamente más grandes que las estrellas de la secuencia principal de la misma masa. Este resultado teórico básico ha sido confirmado por las observaciones, que encuentran que las estrellas más grandes antes de la secuencia principal también son de tamaño modesto.

Evolución protoestelar editar

 
La estrella primigenia CARMA-7 y sus chorros se encuentran aproximadamente a 1400 años luz de la Tierra dentro del cúmulo estelar Serpens South.[7]​

La formación de estrellas comienza en nubes moleculares relativamente pequeñas llamadas núcleos densos.[8]​ Cada núcleo denso está inicialmente en equilibrio entre la gravedad propia, que tiende a comprimir el objeto, y la presión del gas y la presión magnética, que tienden a inflarlo. A medida que el núcleo denso acumula masa de su nube circundante más grande, la autogravedad comienza a superar la presión y comienza el colapso. El modelado teórico de una nube esférica idealizada inicialmente soportada solo por la presión del gas indica que el proceso de colapso se extiende desde el interior hacia el exterior.[9]​ Las observaciones espectroscópicas de núcleos densos que aún no contienen estrellas indican que efectivamente se produce la contracción. Sin embargo, hasta ahora no se ha observado la propagación hacia el exterior prevista de la región del colapso.[10]​

El gas que colapsa hacia el centro del núcleo denso primero forma una protoestrella de baja masa y luego un disco protoplanetario que orbita el objeto. A medida que continúa el colapso, una cantidad creciente de gas impacta el disco en lugar de la estrella, una consecuencia de la conservación del momento angular. Aún no se comprende exactamente cómo el material en el disco entra en espiral hacia la protoestrella, a pesar de un gran esfuerzo teórico. Este problema es ilustrativo del tema más amplio de la teoría del disco de acreción, que juega un papel en gran parte de la astrofísica.

 
HBC 1 es una estrella joven anterior a la secuencia estelar principal.[11]​

Independientemente de los detalles, la superficie exterior de una protoestrella consiste al menos parcialmente en gas impactado que ha caído del borde interior del disco. Por lo tanto, la superficie es muy diferente de la fotosfera relativamente inactiva de una estrella anterior a la secuencia principal o de la secuencia principal. Dentro de su interior profundo, la protoestrella tiene una temperatura más baja que una estrella ordinaria. En su centro, el hidrógeno-1 aún no se está fusionando consigo mismo. La teoría predice, sin embargo, que el isótopo de hidrógeno deuterio se fusiona con hidrógeno-1, creando helio-3. El calor de esta reacción de fusión tiende a inflar la protoestrella y, por lo tanto, ayuda a determinar el tamaño de las estrellas previas a la secuencia principal más jóvenes observadas.[12]​

La energía generada por las estrellas ordinarias proviene de la fusión nuclear que se produce en sus centros. Las protoestrellas también generan energía, pero proviene de la radiación liberada por los choques en su superficie y en la superficie del disco circundante. La radiación así creada debe atravesar el polvo interestelar en el núcleo denso circundante. El polvo absorbe todos los fotones que inciden y los vuelve a irradiar a longitudes de onda más largas. En consecuencia, una protoestrella no es detectable en longitudes de onda ópticas y no se puede colocar en el diagrama de Hertzsprung-Russell, a diferencia de las estrellas de pre-secuencia principal más evolucionadas.

Se predice que la radiación real que emana de una protoestrella estará en los regímenes infrarrojo y milimétrico. Las fuentes puntuales de radiación de longitud de onda tan larga se ven comúnmente en regiones que están oscurecidas por nubes moleculares. Se cree comúnmente que aquellos etiquetados convencionalmente como fuentes de Clase 0 o Clase I son protoestrellas.[13]​[14]​ Sin embargo, todavía no hay evidencia definitiva para esta identificación.

Referencias editar

  1. ↑ a b Stahler, S. W.; Palla, F. (2004). The Formation of Stars. Weinheim: Wiley-VCH. ISBN 3-527-40559-3. 
  2. ↑ Dunham, M. M. (2014). The Evolution of Protostars in Protostars and Planets VI. University of Arizona Press. ISBN 9780816598762. S2CID 89604015. arXiv:1401.1809. doi:10.2458/azu_uapress_9780816531240-ch009. 
  3. ↑ Hayashi, Chushiro (1966). «The Evolution of Protostars». Annual Review of Astronomy and Astrophysics 4: 171-192. Bibcode:1966ARA&A...4..171H. doi:10.1146/annurev.aa.04.090166.001131. 
  4. ↑ Larson, R. B. (1969). «Numerical Calculations of the Dynamics of a Collapsing Protostar». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 145 (3): 271-295. Bibcode:1969MNRAS.145..271L. doi:10.1093/mnras/145.3.271. 
  5. ↑ Winkler, K.-H. A.; Newman, M. J. (1980). «Formation of Solar-Type Stars in Spherical Symmetry: I. The Key Role of the Accretion Shock». Astrophysical Journal 236: 201. Bibcode:1980ApJ...236..201W. doi:10.1086/157734. 
  6. ↑ Stahler, S. W., Shu, F. H., and Taam, R. E. (1980). «The Evolution of Protostars: I. Global Formulation and Results». Astrophysical Journal 241: 637. Bibcode:1980ApJ...241..637S. doi:10.1086/158377. 
  7. ↑ «Infant Star's First Steps». Consultado el 10 de noviembre de 2015. 
  8. ↑ Myers, P. C.; Benson, P. J. (1983). «Dense Cores in Dark Clouds: II. NH3 Observation and Star Formation». Astrophysical Journal 266: 309. Bibcode:1983ApJ...266..309M. doi:10.1086/160780. 
  9. ↑ Shu, F. H. (1977). «Self-Similar Collapse of Isothermal Spheres and Star Formation». Astrophysical Journal 214: 488. Bibcode:1977ApJ...214..488S. doi:10.1086/155274. 
  10. ↑ Evans, N. J., Lee, J.-E., Rawlings, J. M. C., and Choi, M. (2005). «B335 - A Laboratory for Astrochemistry in a Collapsing Cloud». Astrophysical Journal 626 (2): 919-932. Bibcode:2005ApJ...626..919E. S2CID 16270619. arXiv:astro-ph/0503459. doi:10.1086/430295. 
  11. ↑ «A diamond in the dust». Consultado el 16 de febrero de 2016. 
  12. ↑ Stahler, S. W. (1988). "Deuterium and the Stellar Birthline". Astrophysical Journal. 332: 804.
  13. ↑ Adams, F. C., Lada, C. J., and Shu, F. H. (1987). «The Spectral Evolution of Young Stellar Objects». Astrophysical Journal 312: 788. Bibcode:1987ApJ...312..788A. doi:10.1086/164924. hdl:2060/19870005633. 
  14. ↑ Andre, P, Ward-Thompson, D. and Barsony, M. (1993). «Submillimeter Continuum Observations of rho Ophiuchi A: The Candidate Protostar VLA 1623 and Prestellar Clumps». Astrophysical Journal 406: 122. Bibcode:1993ApJ...406..122A. doi:10.1086/172425. 

Véase también editar

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