Medio interestelar El espacio interestelar en nuestra galaxia no está

Medio interestelar
El espacio interestelar en nuestra galaxia no está completamente
vacío. Ese medio interestelar contiene nubes de polvo y gas.
Esas nubes en general se conocen como nebulosas, y pueden ser
regiones HII, nubes de HI, nubes moleculares de H2, CO, etc.
as
lar
e r t e d e e st r ell
ar
Mu
m a ci ó n e s t e l
Nubes de Polvo
El polvo de las nubes actúa como aislante de la radiación galáctica
para mantener las temperaturas bajas en los centros de las nubes y
permitir que éstas colapsen.
Pero el mismo polvo hace difícil observar las estrellas naciendo, ya
que en el óptico las regiones de formación estelar se ven opacas y
oscuras.
io I n te r este
Fo r
Polvo interestelar
El tamaño de los granos de polvo varía desde unos pocos micrones
hasta 1m.
Esos granos pueden ser silicatos, grafitos, hielo de agua, etc.
Esas nubes de polvo oscurecen, enrojecen y hasta polarizan la luz
de las estrellas que estan detrás.
Observaciones en el infrarojo nos permiten ver a través de las nubes
de polvo mas densas.
Med
Evo
lución estelar
Estructura Interna del Sol
- El gas de las nubes interestelares contiene átomos y moléculas, mayormente de H, con algo de He, y una pequeña
fracción de elementos más pesados (O, C, Si, Ca, Fe, etc).
- Las nubes de Hidrógeno neutro (HI) pueden ser detectadas usando radiotelescopios en 21 cm.
- Las nubes moleculares contienen moléculas H2, CO, y hasta moléculas más complejas orgánicas (formaldehídos).
- El gas y polvo de las nubes moleculares se encuentra a temperaturas muy frías (10K). En las regiones más
densas (glóbulos) se forman las estrellas.
Espectro de emisión
Por la 2a ley de Kirchhoff, el espectro de una nube molecular consiste en líneas de emisión. Como está relativamente
fría y tiene gran extinción de polvo, se estudia en IR lejano o radio. El tipo de líneas moleculares de emisión
depende de las condiciones físicas del gas (T y P).
Dónde Nacen las Estrellas?
- Cómo encontrar dónde nacen las estrellas? Hay que buscar adonde se ven las estrellas más jóvenes.
- Encontramos estrellas muy jóvenes sólo en regiones de formación estelar en el disco de la Vía Láctea, y siempre
asociadas con nubes moleculares, como por ejemplo en Rho Ofiuco y en Orión.
- Formación estelar ocurre en la actualidad en la Vía Láctea y otras galaxias ricas en gas.
Las estrellas estan hechas de gas. Lo que se necesita para formar estrellas es mucho gas y un ambiente frío.
Nebulosa de Orión: En la constelación de Orión se encuentra una de las regiones de formación estelar más
cercanas y expectaculares de nuestra Galaxia.
Cunas de Estrellas
- Las estrellas nacen en el interior de las nubes moleculares.
- El material del que se forman estas estrellas es el material
de la misma nube: polvo y gas.
- Estas nubes moleculares tienen dimensiones gigantescas,
y pueden llegar al millón de masas solares.
- En general son muy difusas, con una molécula por km
cúbico, salvo en los cores donde se condensan las estrellas.
Formación de una Estrella
- Las nubes moleculares de polvo y gas gigantescas se
contraen y se dividen.
- Ese colapso y fragmentación pueden ser inducidos por
compresión debida a ondas de choque. Ademas se puede
producir una reacción en cadena, formándose muchas
estrellas. La rotación y los campos magnéticos actúan
para frenar el colapso.
- Luego se detiene el colapso y aparece el disco.
La Protoestrella
- Evolución de la protoestrella: decrece el tamaño y crece la temperatura central, dependiendo de su masa. Existe
un límite de Hayashi que marca cuando la protoestrella es estable.
- La protoestrella comienza la producción de energía. El gas en el centro es tan denso que primero las moléculas
se consumen por colisiones y luego los átomos chocan entre sí. Entonces se comienza a quemar material (H) para
producir elementos mas pesados (He) y energía (luz).
- Esa energía ayuda a frenar el colapso.
Contracción de la Protoestrella
- Durante la formación de la estrella actúa el equilibrio hidrostático: la fuerza de gravedad se opone a la presión
del gas.
- Si el gas esta frío (T<10 K) no ejerce mucha presión, y el corazón de la nube puede colapsar bajo la influencia
de la fuerza de gravedad.
- La contracción es casi isotérmica. La contracción del centro termina cuando la temperatura central alcanza 107K
necesarios para fusionar hidrógeno. Entonces la presión de radiación se suma a la presión del gas para contrarrestar
la fuerza de gravedad.
Nace una Estrella
- La duración de la etapa de contracción de la protoestrella depende de su masa, aunque es relativamente rápida
t<107 años.
- La naciente estrella pasa por una etapa de cambios violentos, con variaciones de brillo, actividad de vientos
estelares, y emisión de rayos X. Esa es la etapa T Tauri, y el Sol pasó por esta etapa cuando nació.
- Luego la estrella se estabiliza en la secuencia principal. La posición inicial en esta secuencia principal de edad
cero depende sólo de la masa total. La estrella ahora es adulta (como el Sol), y pasa la mayor parte de su vida
en esta secuencia.
Objetos Protoestelares
Algunas estrellas con discos muestran intensos flujos bipolares o jets, son llamadas objetos Herbig-Haro.
A veces el proceso de formación sorprende por su violencia. Como en este caso del objeto Herbig–Haro 34, algunas
protoestrellas presentan jet y corrientes gigantescas.
Evolución del Sol
Durante su evolución, el Sol cambia su radio y su color con el tiempo.
La mayor parte de su vida permanece en la secuencia principal, con el aspecto actual. Morirá como una enana
blanca de masa 0.6Mo. El resto de la masa se devolverá al medio interestelar, y podrá ser utilizada para formar
nuevas generaciones de estrellas.
Actividad y Manchas en el Sol
Los diagramas de Hertzsprung-Russell sirven para ilustrar las distintas etapas de evolución de las estrellas.
La evolución de una estrella de baja masa como el Sol es la siguiente:
- secuencia principal
- subgigante
- gigante roja
- rama horizontal
- rama asintótica gigante
- nebulosa planetaria
- enana blanca
Cuando el Sol sea Gigante
- La estructura de las estrellas enanas de secuencia principal es similar al Sol.
- Cuando se agota el combustible (H) en el núcleo, se inicia la evolución hacia la rama gigante. La estrella enana
crece de tamaño mientras su temperatura superficial disminuye. En esta etapa el Sol se convertirá en una gigante
roja, siendo mucho mas fría (T=3.000 grados) y unas 100 veces mas grande, mayor que la órbita de Venus.
- La estructura de las estrellas gigantes rojas es distinta a la de las enanas: tienen atmósferas muy extendidas y
núcleo muy denso que continua acumulando las cenizas de la fusión (He y C).
- E.g. Betelgeuse, estrella supergigante en la constelación de Orión, cuyo tamaño supera el tamaño de la órbita
de Júpiter.
- Estas estrellas son a menudo inestables, con manchas, pulsaciones, y pérdida de masa.
La Rama Horizontal
- Luego la temperatura, presión y densidad del núcleo crecen tanto que se comienza a quemar el He que se iba
acumulando en esa región. En el extremo de la rama gigante se produce el flash de He.
- La fusión de He produce oxígeno. En esta etapa la temperatura de la superficie crece (T > 10000 K), y la estrella
está en la rama horizontal, con tamaño 10 veces mas grande que el Sol.
- Cuando se agota el He en el núcleo, la estrella crece nuevamente como una gigante roja, posicionándose en la
rama asintótica gigante, con un tamaño 1000 veces más grande que el Sol.
- La estrella en la rama asintótica gigante quema H en una capa externa, He en una capa más interna, mientras
que las cenizas de C y O se acumulan en el núcleo.
La Protoestrella
- Evolución de la protoestrella: decrece el tamaño y crece la temperatura central, dependiendo de su masa. Existe
un límite de Hayashi que marca cuando la protoestrella es estable.
Estructura Interna
Estrella de baja masa como el Sol en distintas etapas de evolución:
Secuencia
Principal
Fusión de H
Zona Radiativa
Convección
Gigante Roja
Zona convectiva
Fusión de H
Cenizas de He
Rama Horizontal
Zona radiativa
Fusión de H
Fusión de He
Cenizas de CO
Nebulosas Planetarias
- Las atmósferas tan extendidas de las estrellas en la rama asintótica gigantes son inestables, y la estrella comienza
a variar de tamaño periódicamente. Las pulsaciones conducen a la expulsión de sus capas externas y se forman
las nebulosas planetarias.
- Las capas son liberadas gentilmente, con velocidades V<100km/s, no son expulsadas explosivamente.
- El nombre de nebulosa planetaria que acuñaron los antiguos, no quiere decir que tenga planetas.
De Nebulosa a Enana
Las Nebulosas Planetarias sobreviven unos pocos millones de años, antes que el material gaseoso se pierda en
el medio interestelar.
Nota: 1 km/s = 1 pc en 1 millón de años.
Finalmente, el núcleo desnudo que es lo único que queda de la estrella original termina su vida como una Enana
Blanca.
Las Enanas Blancas tienen T=10000-50000 grados en su superficie, y tamaño similar a la Tierra (unos 10000 km
de diámetro).
Enanas Blancas
- Las enanas blancas (WD) contienen muy poco combustible (H), ya que todo fue quemado o expulsado en las
etapas anteriores de evolución.
- Se dividen en DA y DB, dependiendo en la presencia de líneas de H en el espectro.
- La mayoría de las WD tienen la mitad de la masa del Sol, y como su tamaño es similar a la Tierra, implica que
son muy densas: sus interiores estan hechos de gas degenerado, soportado por la presión electrónica.
- A pesar de su alta T>10000K, son débiles porque su tamaño es pequeño.
- E.g. la WD compañera de SirioA, que a pesar de su cercanía fué muy difícil de detectar. Ahora la WD SirioB se
puede ver con el telescopio espacial Chandra: en rayos X es más luminosa que SirioA misma. SirioB tiene T=25000K,
M=1.1Mo, R=2RTierra, L=0.04Lo.
- Las estrellas de baja masa como el Sol (>5 Mo) producen una WD de CO. Las estrellas de masa intermedia (510 Mo) producen una WD de ONeMg.
- Al no producir energía, estas enanas blancas se enfrían y contraen muy despacio, terminando sus
vidas apagándose lentamente.
- Los cúmulos globulares (poblaciones estelares muy viejas) contienen numerosas enanas blancas, aunque son
muy difíciles de observar porque son muy débiles.
- Estas son tan viejas que se contrayeron y enfriaron demasiado, siendo más débiles que las enanas blancas del
disco Galáctico en la vecindad Solar.
Enanas Marrones
- Las estrellas que no tienen masa suficiente para alcanzar Tnuc=106K y quemar hidrógeno se llaman enanas
marrones (BD).
- Las BD tienen menos que el 8% de la masa del Sol, y son enteramente convectivas.
-Tienen 500K<Tsup<3000K, y tamaños del orden de Rjúpiter
-Son muy débiles, y las primeras se descubrieron hace pocos años.
-Constituyen el extremo inferior de la secuencia estelar, intermedia entre estrellas y planetas. Sin embargo, los
límites entre estrellas, enanas marrones y planetas no están bien definidos.
Estados Finales de Evolución
El destino final de una estrella depende solo de su masa.
M/Mo<0.08
Enana marrón
0.08<M/Mo<8
Enana blanca
8<M/Mo<40
Estrella de neutrones
Agujero negro
>40M/Mo
La masa es el parámetro que determina la duración de la vida de las estrellas y su destino final de evolución.
M/M
Remanente
M>0.08
0.08>M>0.3
0.3>M>8
8>M>40
40>M
BD
WD de He
WD de CO con M<1.4M
Supernova - NS de >1.4M
Supernova - BH de >3M??