Download La Formacion de las Estrellas - Instituto de Radioastronomía y

Centro de Radioastronomía y Astrofísica, UNAM
Morelia, Michoacán
18 investigadores, dirección de tesis de licenciatura,
posgrado en astronomía
LA FORMACION DE LAS ESTRELLAS
Luis F. Rodríguez, CRyA, UNAM
La Formación de las Estrellas
• El estudio de las estrellas, en sus diferentes
etapas evolutivas continúa siendo uno de los
temas principales de la astronomía.
• En particular, la etapa de su formación es un
tema en el que ha habido contribuciones
importantes de parte de investigadores
mexicanos.
¿Dónde y cómo se están
formando las estrellas?
• Nuestro Sol es una de las 200 mil millones
de estrellas que forman nuestra Galaxia, la
Vía Láctea.
• La Vía Láctea es una galaxia del tipo
espiral, y en éstas aproximadamente 10% de
la masa “luminosa” está en la forma de gas
libre (nubes) que se puede condensar
gravitacionalmente para formar estrellas.
NGC 253
M 74
M 74
100,000 años-luz
La Vía Láctea
Luna
La Vía Láctea en el Infrarrojo
Nube Molecular
Diámetro = 1-10 años-luz
Temperatura = 10-100 K
Densidad = 1,000-10,000 cm**-3
Formadas por moléculas y polvo
Masa = 1-10000 masas solares
Problemas clásicos de la
formación estelar
• Desde los años 50´s del siglo pasado se
identificaron dos problemas importantes en
el estudio de la formación estelar.
• Uno era de tipo observacional y el otro de
tipo teórico...
Las nubes moleculares son
opacas a la luz visible
• Esto impedía (y de hecho continúa
impidiendo) el estudio del proceso con las
poderosas técnicas de la astronomía clásica.
• La solución se encontró en el desarrollo de
la radioastronomía y de la astronomía
infrarroja, bandas en las que el polvo
cósmico es relativamente transparente.
Very Large Array
La contracción gravitacional
• La idea básica es que un fragmento de nube
molecular, normalmente en equilibrio, pierde
“soporte” y se contrae por su propia gravedad
hasta formar una estrella.
• Esto implica una contracción de una escala de
10**18 cm a 10**10 cm.
• La escala de tiempo para esta contracción es del
orden del tiempo de caída libre, 10**4 años.
Las nubes moleculares tienen
momento angular
• Esto ocasionaría que conforme la nube se contraía
para formar la estrella, la conservación de
momento angular haría que el fragmento de nube
girara más y más rápido hasta que la fuerza
centrífuga detuviera la contracción.
• Hacia falta un mecanismo que se llevara momento
angular para permitir que la contracción
continuara.
Los objetos Herbig-Haro
• Un descubrimiento que llevaría a una
posible solución al “problema del momento
angular” y que impulsaría mucho el estudio
de la formación estelar fue el
descubrimiento en 1951 por George Herbig
y Guillermo Haro de los ahora llamados
objetos Herbig-Haro
HH 1
HH 2
¿Qué son los objetos Herbig-Haro?
• Pequeñas nebulosas brillantes con espectro
óptico producido por un choque de
velocidad en los cientos de km/s.
• No parecían tener fuente de excitación (o
sea, una estrella asociada) y se deberían de
apagar en unos cuantos años, pero seguían
brillando.
Very Large Array
HH 1
HH 2
VLA 1
FLUJO MOLECULAR
Telescopio Espacial Hubble
CHORRO DE SISTEMA HH 111
CERCANO
INFRARROJO
VISIBLE
Jorge Cantó y Alejandro Raga, entre otros, han hecho
aportaciones importantes al estudio de estos chorros.
Imágenes del telescopio
espacial Hubble tomadas
por Alan Watson y
colaboradores.
¿Qué tienen que ver los chorros
con el momento angular?
• Se cree que la fuente de donde extraen su
energía los chorros es la rotación del disco
de acreción. Los chorros se llevan energía y
momento angular.
• La existencia de excesos infrarrojos que
implicaban la existencia de discos fue
predicha por Arcadio Poveda y observada
por Eugenio Mendoza en los años 1960s.
Mecanismo de
Blandford y Payne
(aceleración)
Mecanismo de
Blandford y Payne
(colimación)
CLASE 0
t<10**4
años
CLASE I
t<10**5
años
CLASE II
t<10**6
años
CLASE III
t<10**7
años
Paradigma para
la formación de
estrellas de
baja masa
(M<unas
masas solares):
Shu, Adams, y
Lizano (1986)
La “Simbiosis” Disco-Chorro
• Para existir, el chorro requiere de la energía
(y del momento angular) del disco.
• Para que la acreción hacia la estrella
proceda, el disco necesita que el chorro le
quite energía y momento angular.
• Esta “simbiosis” está presente en diversos
tipos de objectos astronómicos, no sólo en
las estrellas jóvenes.
Problemas Actuales
• ¿Evolucionan los discos protoplanetarios?
Emisión del polvo en el
disco observada a 7 mm con
el Very Large Array.
Discos Protoplanetarios
Alrededor de Objetos Clase I
• La estrella o bien luz de ella reflejada es
detectable en el visible o cercano IR.
• La masa del disco excede 0.01 Msol, la masa
“crítica” para formar un Sistema Solar como
el nuestro.
• El diámetro del disco es del orden de 100
unidades astronómicas, como se cree fue el
disco protoplanetario del cual nos formamos.
¿Discos Protoplanetarios
Alrededor de Objetos Clase 0?
• Hay argumentos teóricos que sugieren que
deben de ser más pequeños mientras más
jóvenes.
• Estos objetos están sumamente oscurecidos,
su estudio es sólo posible en ondas de radio.
• Tenemos evidencia preliminar de que, en
efecto, son mas pequeños.
Emisión del polvo en el
disco observada a 7 mm
con el Very Large Array.
L1527 (Loinard
et al. 2003).
Los discos
protoplanetarios
compactos tienen
suficiente masa y
tamaño para formar
planetas terrestres,
aunque su pequeño
tamaño no permitiría
la formación de
planetas como
Neptuno y Plutón.
DISCOS BINARIOS
3.6 cm
CHORROS BINARIOS
Problemas Actuales
• ¿Evolucionan los discos protoplanetarios?
Posiblemente sí.
• En realidad, las estrellas se forman
frecuentemente en sistemas binarios.
Problemas Actuales
• ¿Evolucionan los discos protoplanetarios?
Posiblemente sí.
• En realidad, las estrellas se forman
frecuentemente en sistemas binarios.
Usemos movimientos orbitales para
determinar las masas; 0.5-2 Msol
• Mas aun, la formación se da en cúmulos
OPTICO
CERCANO
INFRARROJO
La Nebulosa de Orión
• En ella conviven estrellas masivas
recientemente formadas pero ya en la
Secuencia Principal, con estrellas de baja
masa que aún están rodeadas de discos y
que tienen chorros.
Atacama Large Millimeter Array
Gran Telescopio Milimétrico
INAOE
El Futuro de la Formación Estelar
• Aun quedan muchos problemas en el campo:
formación de estrellas masivas (YG), formación
de sistemas múltiples, formación de planetas,
colimación de chorros....
• Esperamos que la astronomía mexicana siga
haciendo contribuciones a este campo, tanto en el
aspecto teórico, como en el observacional.