LA FORMACION DE LAS ESTRELLAS

1. Centro de Radioastronomía y Astrofísica, UNAMMorelia, Michoacán18 investigadores, dirección de tesis de licenciatura, posgrado en astronomía

2. LA FORMACION DE LAS ESTRELLAS Luis F. Rodríguez, CRyA, UNAM

3. 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.

4. ¿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.

5. NGC 253

6. M 74

7. M 74 100,000 años-luz

8. La Vía Láctea Luna

9. La Vía Láctea en el Infrarrojo

10. 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

11. 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...

12. 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.

14. Very Large Array

15. 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.

17. 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.

18. 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

19. HH 1 HH 2

20. ¿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.

22. Very Large Array

23. HH 1 HH 2

24. VLA 1

25. FLUJO MOLECULAR

29. Telescopio Espacial Hubble

30. CHORRO DE SISTEMA HH 111 CERCANO INFRARROJO VISIBLE Jorge Cantó y Alejandro Raga, entre otros, han hecho aportaciones importantes al estudio de estos chorros.

31. Imágenes del telescopio espacial Hubble tomadas por Alan Watson y colaboradores.

32. ¿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.

33. Mecanismo de Blandford y Payne (aceleración)

34. Mecanismo de Blandford y Payne (colimación)

35. CLASE 0 t<10**4 años Paradigma para la formación de estrellas de baja masa (M<unas masas solares): Shu, Adams, y Lizano (1986) CLASE I t<10**5 años CLASE II t<10**6 años CLASE III t<10**7 años

36. 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.

37. Problemas Actuales • ¿Evolucionan los discos protoplanetarios?

38. Emisión del polvo en el disco observada a 7 mm con el Very Large Array.

40. 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.

41. ¿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.

42. Emisión del polvo en el disco observada a 7 mm con el Very Large Array.

43. 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.

44. DISCOS BINARIOS

45. 3.6 cm CHORROS BINARIOS

47. Problemas Actuales • ¿Evolucionan los discos protoplanetarios? Posiblemente sí. • En realidad, las estrellas se forman frecuentemente en sistemas binarios.