Diferencia entre revisiones de «Formación estelar»

El tamaño de la nube en colapso se obtiene mediante el radio de Jeans: <math>r_j = 9 (T / n)^{1/2}</math>. Así, cuando dentro de una nube molecular existe localmente una región de cierto tamaño con una masa suficientemente elevada de gas, el colapso gravitatorio de esa región de la nube será inevitable. Sin embargo, existen otros mecanismos capaces de frenar el colapso de la nube y aumentar la masa de Jeans. Entre ellos, el principal es la presión térmica del gas (dado que la nube no se encuentra a densidad o temperatura constantes), aunque existen otros como los movimientos sistemáticos en la nube (la rotación ejercería una fuerza centrífuga que expandiría el gas), o la turbulencia.

 

La masa, inicialmente [[Sistema homogéneo|homogénea]], acaba por formar una [[esfera]] de gas en el centro. Dicha esfera se contrae más deprisa diferenciándose del resto de la nube. Esta estructura es el embrión estelar denominado [[protoestrella]]. A pesar de la compresión del gas su densidad es, aún, demasiado baja y la radiación sigue escapando libremente. Por ello, la esfera apenas aumenta su temperatura hasta al cabo de unos cientos de miles de años. El cuerpo entonces se torna opaco a la radiación y empieza a calentarse mientras se contrae. De hecho, la mitad de la energía gravitatoria perdida en el colapso sigue radiándose pero la otra mitad ya se invierte en calentar la protoestrella. La temperatura aumenta hasta que la presión de la esfera compensa la atracción gravitatoria de ésta. Se estabiliza, así, un núcleo [[convección|convectivo]] del tamaño de [[Júpiter (planeta)|Júpiter]], aproximadamente, al cual se le va agregando más y más materia procedente de la nube circundante que cae más lentamente. Al añadirse más masa el núcleo lo compensa compactándose aún más. En él el transporte térmico por [[radiación]] aún no es eficiente ya que el cuerpo está formado por material escasamente ionizado que detiene a los fotones.

 

 

Pero si el cuerpo está por debajo de las 0,08 [[masa solar|masas solares]] el proceso se abortará antes de tiempo frenado por la presión de los electrones [[materia degenerada|degenerados]] sin haber llegado aún a encender el hidrógeno. El objeto detendrá su contracción y se enfriará en un [[Evolución estelar#Escalas de tiempo en la vida de las estrellas|tiempo de Kelvin]], unos pocos millones de años para convertirse, finalmente, en una [[enana marrón]].

 

== Formación de estrellas supermasivas ==