1INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

3.4 FORMACIÓN ESTELAR (** TIPO 3.4 FORMACIÓN ESTELAR (** TIPO SOL)SOL)Gravedad vs. calor: Gravedad vs. calor: al inicio domina movim.al inicio domina movim. aleatorio (calor);aleatorio (calor);nube de T ~ 100 K requiere ~10nube de T ~ 100 K requiere ~105757 átomos (~1 M átomos (~1 M) ) para “confinarla” gravitacionalmente para “confinarla” gravitacionalmente comienza colapso comienza colapso formación de ** formación de ** ■ Origen de la nube (especulativo): (a) compresión Origen de la nube (especulativo): (a) compresión

por radiación por radiación

de ** O/B; (b) enfriamiento de nubes de ** O/B; (b) enfriamiento de nubes ■ ETAPA 1:ETAPA 1: nube interestelar nube interestelar tamaño ~ n* 10 pc, T ~ 10 K; Mtamaño ~ n* 10 pc, T ~ 10 K; Mtottot ~ miles de M ~ miles de M ; ; ppalmte. gas (atómico/moléc.);ppalmte. gas (atómico/moléc.); poco polvo: ayuda a enfriarpoco polvo: ayuda a enfriar (radiación sale facil);(radiación sale facil); fragmentación en pocosfragmentación en pocos millones de añosmillones de años

Fragmentación de una nube interestelar:Fragmentación de una nube interestelar:

2INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

Fragmentación termina encima de cierta densidadFragmentación termina encima de cierta densidad Fragmentos se vuelven tan densos Fragmentos se vuelven tan densos opacos a radiación opacos a radiación T crece, contracción continuaT crece, contracción continua ETAPA 2:ETAPA 2: Fragmento sigue contrayendo; Fragmento sigue contrayendo; contiene 1 – 2 Mcontiene 1 – 2 M ; ; ∅ ~ ∅ ~ 100 veces mayor que sistema 100 veces mayor que sistema

solar;solar; densidad ~10densidad ~101212 partic./m partic./m3 3 ; ; calentamiento moderado: T ~ 100 K en núcleo calentamiento moderado: T ~ 100 K en núcleo ETAPA 3:ETAPA 3: comienza cuando tamaño ~ sistema solar; comienza cuando tamaño ~ sistema solar; regiones centrales: opacos a radiación, T ~ 10 000 K;regiones centrales: opacos a radiación, T ~ 10 000 K; ~ 10~ 101818 partíc./m partíc./m33; ; “protoestrella” “protoestrella” gas en periferia todavía frío (por radiación);gas en periferia todavía frío (por radiación); hacia final de etapa 3 existe “superficie [proto]estelar”hacia final de etapa 3 existe “superficie [proto]estelar” (fotósfera, sin que haya fusión nuclear en el centro)(fotósfera, sin que haya fusión nuclear en el centro) Ejemplo: nube de Orión . . .Ejemplo: nube de Orión . . .

3INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

Discos Discos protoplanetprotoplanetariosarios

Nubes moleculares, Nubes moleculares, ∅∅ ~ 10 ~ 101010 km (sistema solar) km (sistema solar)

(“proplyds”) (“proplyds”)

4INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

ETAPA 4 y 5:ETAPA 4 y 5: Evolución de la protoestrella Evolución de la protoestrella

~ 10~ 1055 años tras formarse el fragmento, T ~10 años tras formarse el fragmento, T ~1066 K en centro; K en centro;

tamaño ~ órbita de Mercurio; T(superficie) ~ 2000 - 3000 tamaño ~ órbita de Mercurio; T(superficie) ~ 2000 - 3000 K;K;

relación R-L-T relación R-L-T L* ~ 1000 L L* ~ 1000 L

(debido a colapso gravitacional;(debido a colapso gravitacional;

NO hay fusión nuclear ! )NO hay fusión nuclear ! )

- “estrella” entra en diagrama H-R- “estrella” entra en diagrama H-R

- contracción lenta (calor - contracción lenta (calor frena)frena) ETAPA 5:ETAPA 5: R ~ 10 R R ~ 10 R ; L ; L disminuye;disminuye; TTnuclnucl ~ 5 10 ~ 5 1066 K (sigue sin K (sigue sin fusión);fusión); fase “T Tauri”: fuertes fase “T Tauri”: fuertes vientosvientos ““protoestelares”;protoestelares”; evolución más lentaevolución más lenta

5INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

ETAPA 6:ETAPA 6: Estrella recién nacida Estrella recién nacida ~ 10~ 1077 a tras formarse: protoestrella a tras formarse: protoestrella estrella verdadera: R~10estrella verdadera: R~1066 km, T km, Tcentro centro ~~

101077 K K fusión nuclear (cadena pp)fusión nuclear (cadena pp)

TTsuperfsuperf ~ 4500 K; L ~ 4500 K; L** ~ 2/3 L ~ 2/3 L

- Evidencia para su existencia: objetos - Evidencia para su existencia: objetos infrarrojos (no estelares) embebidas en infrarrojos (no estelares) embebidas en “capullos” (“cocoon”) de polvo.“capullos” (“cocoon”) de polvo.

• • deben ser jóvenes (se dispersan deben ser jóvenes (se dispersan rápido) rápido)

• • solamente ocurren en núcleos densos solamente ocurren en núcleos densos dede

nubes molecularesnubes moleculares

- durante ~ 30 10- durante ~ 30 106 6 a * contrae ~ 30%; Ta * contrae ~ 30%; Tcencen aumenta a ~ 15 10 aumenta a ~ 15 1066 K, K, TTsuperfsuperf ~ 6000 K ~ 6000 K se alcanza se alcanza ETAPA 7ETAPA 7 tras total de tras total de ~ 40-50 10~ 40-50 106 6 a; a; equilibrio entre gravedad y radiación; “quema” su combustible yequilibrio entre gravedad y radiación; “quema” su combustible y se queda en mismo lugar del diagrama H-R por se queda en mismo lugar del diagrama H-R por ~ 10~ 101010 a a

Imagen IR de protoestrellaImagen IR de protoestrella““Barnard 5”Barnard 5”

6INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

FORMACIÓN DE ESTRELLAS FORMACIÓN DE ESTRELLAS DISTINTAS AL SOLDISTINTAS AL SOL

En general: En general: fragmentos grandes :fragmentos grandes : ** ** masivas;masivas; fragmentos pequeños fragmentos pequeños ** de baja ** de baja masamasa caminos evolutivos en elcaminos evolutivos en el diagrama H-R difieren diagrama H-R difieren según Msegún M**

** más masivas (tipo O) ** más masivas (tipo O) se forman en 10se forman en 1066aa ( ~ 1/50 del tiempo para ( ~ 1/50 del tiempo para el Sol)el Sol) ** Tipo M (baja masa) ** Tipo M (baja masa) requieren ~10requieren ~1099 a para a para formarse formarse

7INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

IMPORTANTE: secuencia principal NO es un IMPORTANTE: secuencia principal NO es un caminocamino evolutivo; una vez alcanzada la sec. ppal., evolutivo; una vez alcanzada la sec. ppal., * se queda* se queda en el mismo lugar toda su vida de en el mismo lugar toda su vida de ¨combustión¨; ¨combustión¨; * no puede subir ni bajar a lo largo de la * no puede subir ni bajar a lo largo de la sec. ppal.,sec. ppal., siguientes etapas → ”muerte” = siguientes etapas → ”muerte” = salida de la sec. ppal.salida de la sec. ppal.

ENANAS MARRÓNES ENANAS MARRÓNES (¨E. CAFÉS¨, brown dwarfs) (¨E. CAFÉS¨, brown dwarfs) Fusión nuclear requiere MFusión nuclear requiere M** ≳≳ 0.08 M0.08 M = 80 M = 80 MJúpiterJúpiter

; ; E.M. NO brillan por fusión núclear, pero por E.M. NO brillan por fusión núclear, pero por contracción (calor);contracción (calor); detección difícil; varios candidatos detectadosdetección difícil; varios candidatos detectados

Gliese 229 (HST)Gliese 229 (HST)Gliese 623 (HST)Gliese 623 (HST)

a ~7a ~7""Compañera:Compañera:

L ~10L ~10-6-6 L L

M ~ 50 MM ~ 50 MJúpJúp

GlieseGliese 229229desdedesdeTierraTierra

8INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

ENANAS MARRONES (E.M.)ENANAS MARRONES (E.M.) - descubiertos en 1994, sospechados hace mucho más- descubiertos en 1994, sospechados hace mucho más - detectados por presencia de Li (el lítio debía destruirse - detectados por presencia de Li (el lítio debía destruirse

por fusión nuclear en ** de baja masa) por fusión nuclear en ** de baja masa) no hay fusión en no hay fusión en E.M.E.M.

- 1995: se encuentra metano (CH- 1995: se encuentra metano (CH44) en Gliese 229b ) en Gliese 229b 1 1aa enana marrón enana marrón

- 1997: se propone nueva clase espectral “L” para T ~1400-- 1997: se propone nueva clase espectral “L” para T ~1400-2200 K2200 K

(se forma “polvo”(= granos de minerales) en sus (se forma “polvo”(= granos de minerales) en sus fotósferasfotósferas

éste elimina líneas de abs. de TiO y otros óxidos del éste elimina líneas de abs. de TiO y otros óxidos del espectro)espectro)

- para T < 1400 K - para T < 1400 K CO se convierte en metano CO se convierte en metano gran gran cambiocambio

en el espectro en el espectro nueva clase espectral “T” nueva clase espectral “T” - muy pocas E.M. orbitan ** de tipo solar; 20% de las E.M.- muy pocas E.M. orbitan ** de tipo solar; 20% de las E.M. conocidos resultan ser binarias de dos E.M., tipicamenteconocidos resultan ser binarias de dos E.M., tipicamente separadas por < 10 U.A. separadas por < 10 U.A.

9INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

CÚMULOS DE ** CÚMULOS DE ** - formados de la misma nube - formados de la misma nube originaloriginal- buenos “laboratorios” para - buenos “laboratorios” para estudiar ** estudiar ** (misma edad, distancia y (misma edad, distancia y composicióncomposición química; sólo M=masa química; sólo M=masa difiere)difiere)

CÚMULOS ABIERTOS CÚMULOS ABIERTOS contienen contienen ~ 10~ 1022 ... 10 ... 104 4 ** ; ** ; ∅∅ ~ unos pc~ unos pc ** O,B deben ser jóvenes ** O,B deben ser jóvenes edad del cúmulo edad del cúmulo ≲ ≲ 22 101066 a a ** con L** con L≲≲ L L no alcanzaron no alcanzaron sec.ppal.sec.ppal. C.A. viven 10C.A. viven 1088…10…1099a antes de a antes de disociarsedisociarse (por evaporación de ** con v (por evaporación de ** con v > v> vescapeescape))

Pleiades (M45) a Pleiades (M45) a ~ 120 pc ~ 120 pc

distancia;distancia; Imagen óptico y diagrama H-Imagen óptico y diagrama H-RR

10INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

ASOCIACIONES DE ESTRELLAS (“ASOC. O-B”)ASOCIACIONES DE ESTRELLAS (“ASOC. O-B”) - menos masivas, más extensas ;- menos masivas, más extensas ; - contienen unos 10- contienen unos 1022 **, **, ∅∅ ~ pocas decenas de pc;~ pocas decenas de pc; - ricos en ** jóvenes, sobreviven pocos 10- ricos en ** jóvenes, sobreviven pocos 1077 años años → “ → “desbaratadas” por marea de Vía Láctea;desbaratadas” por marea de Vía Láctea; - menos ** que en cúmulos abiertos - menos ** que en cúmulos abiertos → → ¿ menor fracción de nube original termina ¿ menor fracción de nube original termina en ** ?en ** ?

11INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

CÚMULOS CÚMULOS GLOBULARESGLOBULARES- todos casi esféricos (→nombre);- todos casi esféricos (→nombre);- ~150 conocidos- ~150 conocidos : : lejos y cerca lejos y cerca del plano del plano Galáctico (distribución Galáctico (distribución esférica)esférica)- contienen - contienen 10 1055… 10… 107 7 **; **; ∅∅~ 50 ~ 50 pc;pc;- diagrama H-R: carecen de ** O - - diagrama H-R: carecen de ** O - F de la F de la sec. ppal. (ninguna * de M sec. ppal. (ninguna * de M >0.8 M>0.8 M⊙⊙ en la en la

sec. ppal.)sec. ppal.)- ** O - F ya murieron (gastaron - ** O - F ya murieron (gastaron susu combustible) combustible) edad de los cúmulos edad de los cúmulos ≳ ≳ 10101010aa ((~ 70-80% edad del universo ~ 70-80% edad del universo tan viejos como nuestra tan viejos como nuestra galaxia)galaxia)

Ejemplo:Ejemplo: ωω Cen a 5000 pc Cen a 5000 pc ∅ ∅ ~ 40 pc~ 40 pc

límite de límite de deteccióndetección