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Centro de Radioastronomía y Astrofísica, UNAMCentro de Radioastronomía y Astrofísica, UNAMMorelia, Michoacán, MéxicoMorelia, Michoacán, México18 investigadores, dirección de tesis de licenciatura, 18 investigadores, dirección de tesis de licenciatura, posgrado en astronomíaposgrado en astronomíawww.crya.unam.mxwww.crya.unam.mx

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 el espacio entre las estrellas en la forma de gas libre (nubes) que se puede contraer gravitacionalmente para formar estrellas.

• Este es un proceso de gran complejidad porque implica llevar al gas de una densidad de alrededor de 1 partícula por cm3 a 1024 partículas por cm3 .

El Medio Interestelar: El material que hay entre las estrellas

• Constituyentes:

– Gases:

• Hidrógeno (92% por número)

• Helio (8%)

• Oxígeno, Carbono, etc. (0.1%)

– Partículas de Polvo

• 1% de la masa del medio interestelar

• Densidad promedio: 1 átomo / cm3

En comparación nuestra atmósfera tiene 31910 cmmoléculas

NGC 253

M 74

M 74

100,000 años-luz

Luna

La Vía Láctea

La Vía Láctea en el Infrarrojo

El Medio Interestelar es Muy Diverso:Distintas “Fases”

Estado del H & C TemperaturaDensidades

(H/cm3)%

Volumen

Regiones HII & Nebulosas Planetarias

H, C Ionizados 5000 K 0.5 < 1%

MIE Difuso H, C Ionizados 1,000,000 K 0.01 50%

Difuso Atómico

H2 < 0.1

C Ionizado30-100 K 10-100 30%

Difuso Molecular

0.1 < H2 < 50%

C+ > 50%30-100 K 100-500 10%

Translúcido Molecular

H2 ~ 1

C+ < 0.5, CO < 0.915-50 K 500-5000? Pequeño

Denso Molecular

H2 ~ 1

CO > 0.910-50 K > 104 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

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 1018 cm a 1010 cm.

• La escala de tiempo para esta contracción es del orden del tiempo de caída libre, 104 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

VISIBLECERCANO INFRARROJO

CHORRO DE SISTEMA HH 111

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.

El gas cae en espiral hacia la estrella.Energía Total Proporcional a

1 RMomento Angular Proporcional a

2/1REsto quiere decir que el gas tiene que deshacerse de energía y momento angular para poder caer a la estrella…

Mecanismo de Blandford y Payne (aceleración)

Mecanismo de Blandford y Payne (colimación)

¿Qué está mal con esta caricatura?

Esta secuencia está muy apoyada por las observaciones

Paradigma para la formación de estrellas de baja masa (M<unas masas solares): Shu, Adams, y Lizano (1986)

CLASE 0 t<10**4 años

CLASE I t<10**5 años

CLASE II t<10**6 años

CLASE III t<10**7 años

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 objetos 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.

FORMACION ESTELAR

FORMACION ESTELAR

FORMACION DE GALAXIAS

FORMACION DE PLANETAS

PRIMERAS ESTRELLAS(EPOCA DE LA REIONIZACION)

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, formación de sistemas múltiples, formación de planetas, colimación de chorros, primera generación de estrellas....

• Esperamos que la astronomía latinoamericana siga haciendo contribuciones a este campo, tanto en el aspecto teórico, como en el observacional.

• Muchas gracias por su atención.