Medio Interestelar y Formación Estelar

Medio Interestelar y
Formación Estelar
Dr. Jesús Hernández
Cendro de Investigaciones de Astronomía
Dr. Giovanni Pinzon
Observatorio Astronomico Nacional
La naturaleza y el principio
ineludible de evolución
EVENTOS UNICOS Y COMPARABLES
EVOLUCION INDIVUDUAL
EVOLUCION DE UNA
GENERACION
(EVOLUCION EN GRUPOS)
EVOLUCION ENTRE
GENERACIONES
La naturaleza y el principio
ineludible de evolución
EVENTOS UNICOS Y COMPARABLES
EVOLUCION INDIVUDUAL
EVOLUCION DE UNA
GENERACION
(Evolución en grupos)
Poblaciones estelares
EVOLUCION ENTRE
GENERACIONES
(Enriquecimiento Químico)
Formación Planetaria y
metalicidad
EL ESPACIO NO ESTA VACÍO (LAS CONDICIONES DEL
MIE NO SON REPRODUCIBLES EN LABORATORIOS)
LAS ESTRELLAS SE FORMAN DE MATERIAL DIFUSO
(NUBES MOLECULARES)
LAS ESTRELLAS DURANTE SU EVOLUCIÓN DEVUELVE
MATERIAL AL MEDIO INTERESTELAR ( SUPERNOVAS,
NEBULOSAS PLANETARIAS, VIENTOS ESTELARES,
ETC)
CADA GENERACION DE ESTRELLAS REPROCESA EL
MATERIAL SIENDO LAS ESTRELLAS MASIVAS LAS
QUE DEVUELVEN MATERIAL PROCESADO MAS
RÁPIDO AL MEDIO INTERESTELAR (EVOLUCIÓN
QUÍMICA DE LA GALAXIA)
Spitzer view of Orion OB1b -IRAC/MIPS
(Tesis de Licenciatura-Y. Landaeta, 2014)
NATURALEZA DE LA LUZ:
RADIACIÓN ELECTROMAGNÉTICA
Al rededor de 1860 James Clrek
Maxwell describió las ondas
electromagnéticas como fluctuaciones
de campos magnéticos y eléctricos.
Sugirió que los rayos de luz son ondas
electromagnéticas.
v=f*λ
La velocidad depende del medio en el vacío
v=c~300000 Km/s
La naturaleza corpuscular de la luz se representa con el modelo del fotón.
Estas partículas llevan consigo una cantidad de energía
ε=h*f
ε=h*c/λ
h es la constante de Planck 6.63e-34 J.s o
4.14e-15 eV.s
CAMPO DE RADIACION
Intensidad de radiación
Cuantos fotones emite la fuente
Que cantidad de fotones
atraviesa un área dada
F lu
jo
Cuantos fotones
Hay en un cierto
volumen
Presión. Que cantidad de
fuerza (momentum) transfiere
los fotones al golpear una
cierta área.
Y todo depende de la longitud
de onda y la interacción de la
radiación con el medio donde
se traslada.
Intensidad específica (Iλ)
dω
Varphi,
theta,
omega
φ
Iλ es la cantidad de Energía (dE) de longitud de onda dλ a
una posición r, viajando en una dirección n en un tiempo dt,
que pasa por un área dA orientada normal al haz, dentro de
un ángulo solido dω. UNIDADES: erg/(s.cm2.A.str)
θ
Simetría esférica y con dA no alineado a n (Fig)
dA
r'
dA
r
Angulo
sólido
dw=dA/r²
Unidad de ángulo sólido
Estereorradian
INVARIANZA DE LA INTENSIDAD
Dos posiciones aleatorias, vistas con diferentes áreas proyectadas
dA2,dω2
dA1,dω1
r
I1=I2
dI
--- = 0
ds
Flujo de radiación emergente
dω
φ
θ
Varphi,
theta,
omega
dA
Con geometría plano-paralela
Con simetría azimutal
θ
θ=π/2
0<θ<π/2
π/2<θ<π
Energía emergente
Energía entrante
Flujo emergente con simetría azimutal
Presión y Densidad
Presión es el flujo de momento por unidad de tiempo por unidad de área. El
momento del fotón es E/c y así el flujo de momento en Flujo/c.
En simetría plana-paralela hay que obtener la cantidad de momento en esa
dirección multiplicando por el coseno del ángulo, así:
La densidad de energía y la intensidad promedio (en todo ángulo sólido) es
En un campo isotrópico:
Ley inversa del cuadrado
(Flujo de una fuente isotrópica)
r
Una fuente isotrópica emite igual energía
en todas direcciones. Asumiendo que no
hay perdida ni ganancia de energía, es
decir, la energía que emerge de la esfera
de radio R se conserva:
R
LEY INVERSA DEL CUADRADO DE LA DISTANCIA
Flujo estelar observado
R
r
Ángulo solido de la estrella
visto por Observador
OBSERVADOR
A DISTANCIA “D”
área del anillo
Sustituyendo dω
Comparando con la ecuación del flujo emergente con simetría azimutal
FUNCION DE PLANK
G. Kirchhoff
Ley de Wien
Ley de Stefan-Boltzman
TEMPERATURA Y DISTRIBUCION DE ENERGIA
5727 C
(6000K)
100 C
(373 K)
0C
(273 K)
0.5mic
7.8mic
10.5mic
DISTRIBUCION ESPECTRAL DE ENERGIA
Magnitud estelar
- El astrónomo griego Claudios Ptolemaios (Tolomeo) clasificó las
estrellas visibles según su brillo. Las más brillantes magnitud 1 y las
más débiles magnitud 6.
- En el siglo XIX se adoptó un método cuantitativo, en el cual una
diferencia de 5 magnitudes equivale a 100 veces el brillo de una estrella.
Esto se debe a que nuestros ojos se comportan como sensores
logarítmicos.
MAGNITUDES DE ESTRELLAS
Donde fo es el flujo de una
estrella de mangitud 0,
generalmente calibrada
con la estrella Vega
( alpha Lyra).
El flujo observado depende
de la sensibilidad del
detector y de la
transmisividad del filtro.
m1-m2=-2.5 log(f1/f2)
-SOL
-26.7
-LUNA LLENA
-12
-VENUS
-4.3
-SIRIO
-1.6
-VEGA
0.0
-A SIMPLE VISTA
6.0
-con T. 20Cm
13
-T. Stock
19
- HUBBLE
30
Diferencia entre dos magnitudes
Que tan brillante es el sol con respecto a la luna llena?
~758580 veces
Distribución Espectral de Energía - SED
1.2
1.7
2.2
3.4
4.6
0.55
9.0
12
Espectro
0.44
Filtro
18
22
EFECTOS INTERESTELARES
Grafito
(2175 A)
Abs. en λ / Abs. en V
EXTINCION Y ENROJECIMIENTO. El medio interestelar no esta completamente
vacío. Existen partículas de polvo que afectan la señal electromagnética. Este
efecto es mayor a longitudes de onda cortas (azul), causando no solo una
disminución del flujo observado sino además un enrojecimiento de la señal.
VENTANAS DE TRANSPARENCIAS
Optico 3000-9000 A
Infrarrojo hasta 26 micrones
Radio: 1mm a 20 mts
Una delgada capa de ozono
a ~25km bloquea el UV. La
absorción en el IR es dada
principalmente por H2O y el
CO2
La ionosfera, la cual tiene
una alta densidad de
electrones e iones libres,
corta las longitudes de
ondas de radio más largas.
Esto se debe a que estas
ondas no pueden penetrar
el plasma ionosférico y por
lo tanto se reflejan.
No solo los fotones son
absorbidos por la atmósfera
terrestre, también partículas
de alta energía (e.g. p+, y
e-) se afectan por nuestra
atmósfera produciendo
generalmente rayos
cósmicos.
F. Kervin Vivas
Extinción Atmosférica
La extinción es
mayor a longitudes
de ondas más
cortas.
X=1
Cenit
z
ec
s
X=
(z
)
Tomando en cuenta la curvatura de la tierra y los efectos de refracción,
X=sec(z)*[1-0.0012*(sec2(z) -1)]
Extinción=> Absorción y dispersión ( dispersión de Rayleigh ~ λ-4 (short λ))
Emisión de la Atmósfera
Refracción Atmosférica
Asumiendo que la atmósfera esta compuesta de capas con
diferentes densidades. Aplicando la ley de Snell sucesivamente
se puede aproximar como el efecto producido por la capa de
mayor densidad. El ángulo de refracción (r) puede ser
aproximado como:
Densidad incrementa hacia abajo
z
r=C*tan(z')
donde z' es la distancia cenital observada. Para z'<45grados,
C=1”.
Para z mayores la curvatura terrestre puede influir, asi que para el
rango 45<z<75grados, la siguiente formula trabaja bien
Experimentalmente, tenemos la formula empírica de Comstock (“)
Z'
b=presión barométrica (mmHg), t=temperatura (C)
SEEING Y CENTELLEO
La atmósfera terrestre no es estática. De esta forma, el
modelo de una atmósfera con geometría plano paralela se ve
afectada por cambios temporales de las propiedades de las
diferentes capas. Tenemos principalmente dos efectos:
1) Centelleo, son fluctuaciones rápidas en el brillo aparente
de una estrella, esto de debe a cambios en la columna de
densidad de la atmósfera o cambios en el coeficiente de
absorción atmosférico. La estrella titila.
2) Seeing. Se debe a que el índice de refracción cambia
produciendo ligeros cambios en la posición registrada en el
detector. Esto produce cambios en el tamaño aparente del
objeto (disk seeing). La estrella baila.
En la practica el centelleo se incluye como seeing. El efecto
combinado produce que la señal se desparrame en una
mayor área disminuyendo la profundidad de la observación
ASTRONOMIA Y MEDICIONES
Astrometría: Medida de la
posición y movimientos
aparentes y absolutos de
cuerpos celestes
SEÑAL
CELESTE
Fotometría: Medida de la
señal (brillo) dentro de un
rango de longitud de onda.
Magnitudes y Colores
Espectroscopía: Medida
de la señal descompuesta
en diferentes longitudes de
ondas
Vía Láctea
Cielo más oscuro que 20 mag/”²
Estructura de la vía Láctea
M83
- S.S está en el borde interior del
brazo de Orión a 8Kp del centro
de la Vía Láctea
- los brazos de Perseo y
Escudo-Centauro posee
población significante de
gigantes rojas (brazos más
viejos)
- El brazo de Carina-Sagitario y
Norma-Outer son ricos en gas y
estrellas jóvenes.
- Espuelas (brazos pequeños)
de Orion y otros dos también son
ricos en gas y regiones de
formación estelar.
Atmósfera terrestre => ~10²¹ moleculas/cm³
Medio Interplanetario: T~200K en el cinturón de
asteroides, en la vecindad terrestre 5p/cm³. Borde =>
equilibrio entre presión del MIE y vientos solares.
Medio Circunestelar: acoplado gravitacionalmente al
sistema estelar. Densidad > MIE promedio.
Medio interestelar: en promedio 1p/cm³, sube a
100-1Millon de p/cm³ en nubes moleculares
(10⁻²⁰ veces la densidad terrestre)
Medio intergalactico: <0.001p/cm³
Conexión medio interestelar - formación y
evolución de estrellas y galaxias.
Retorno de Material:
fases finales
Ojo de Gato
Masa en la Secuencia Principal
0.08-5 Msun => Nebulosa Planetaria
5-50 Msun => Supernova
SN1604
Masa de la Remanente
< 1.4 Msun => Enana Blanca
1.4-3Msun => Estrella de Neutrón
> 3Msun => Agujero Negro
NGC2392
RETORNO DE MATERIAL
Eyección de masa en su juventud a
través de jests, ráfagas, vientos
estelares o de discos, disipación de la
nube primigenia y disipación de discos
Nebulosas Planetarias
Supernovas
Nebulosa del Cangrejo
Formación de nuevas estrellas
Kepler (SN1604)
Vientos estelares
BSG=Blue SuperGiant
RSG=Red SuperGiant
YHG=YellowHiperGiat
LBV=Luminous Blue Variable
Diferentes Nubes Interestelares
Nubes Moleculares Difusas ( Translúcidas): compuestas de HI.
n~5x10⁸-5x10⁹ at/m³. Formas irregulares y T~15-50 K.
Nubes Moleculares Gigantes (GMC): enormes complejos de gas
y polvo y sitios de formación estelar, con masas 10⁵-10⁶ Msun y
T~15K. Tamaños típicos de decenas de pc y n~1-3x10⁸at/m³.
Encontradas principalmente en los brazos espirales de la galaxia.
Dentro se pueden encontrar subestructuras como, Nebulosas
oscuras, Nebulosas de Reflexión (Regiones HII), núcleos
densos (protoestrellas) y nucleos calientes (protoestrellas OB)
Globulos Bok . Localizados fuera de GMC. Av>10pc, T~10K,
M~1-1000Msun, tamaños ~few pc.
Medio Interestelar Caliente(Galactic Coronal Gas) T~10⁵-10⁶K,
n~10⁻³ at/cm³. Distribuido en toda la Vía Láctea y se extiende
cientos de pc sobre el plano galáctico. SN puede ser la fuente de
calentamiento principal.
LA NEBULOSA DE ORION (GMC)
Disks
Dark
Nebulae
Reflection Nebulae
(HII regions)
Proplyds
Bok Globules
IC2944
Fases del Medio Interestelar
Existen tres fases del Medio interestelar. La presión de equilibrio (n*T) es similar
(dentro de 1 orden de magnitud) en algunas fases (HI clouds, Warm HI y Warm
HII) , lo que implican que pueden coexistir.
Schulz 2012
Fases del Medio Interestelar
Los valores típicos de presión del MIE cortan la curva de equilibrio de presión en los
puntos A, B y C. Si el gas del punto B se comprime debe llegar al punto de equilibrio C
(más frío y más denso), de igual forma una expansión indica que B llegará al punto A (más
caliente menos denso). Esto implica que B es un punto de equilibrio térmico inestable.
Coexisten 2 fases
A=> Warm Neutral Medium
C=> Cold Neutral Medium (HI clouds)
Temperatura de equilibrio en
función de la densidad=>
enfriamiento=calentamiento
KB constante de Boltzman
Enfr.>Calen.
Calen.>Enfr.
Stahler & Palla, 2005
B
A C
RAYOS COSMICOS
●
Partículas altamente relativistas (vel=0.99 c) con una e hasta 10⁺²⁰ eV
●
Calientan e Ionizan el Medio Interestelar
●
89% Núcleos de H (p+), 10% núcleos de He (α) + 1% e- y otros
●
En la tierra la principal fuente es el sol
●
●
En la galaxia se sugiere un origen en la ondas de la explosión de Supernovas
en donde el gas en expansión y los campos magnéticos pueden
efectivamente acelerar los rayos cósmicos a energías de GeV y TeV.
Rayos cósmicos más energéticos que TeV aun se desconoce el origen.
Campos Magnéticos
Planck
350 µm - 1 cm
The magnetic field of our Milky Way galaxy as seen by the Planck satellite (ESA/NASA).
This image was compiled from the first all-sky observations of polarized light emitted by
interstellar dust in the Milky Way.
http://www.jpl.nasa.gov/spaceimages/details.php?id=PIA18048
Polarización de la luz por el polvo implica
partículas no esféricas y campos magnéticos
Se puede inferir dirección de campo magnético galáctico midiendo la dirección
de la polarización de la luz medida en nubes interestelares
http://francis.naukas.com/2014/05/18/polvo-galactico-ondas-gravitacionales-primordiales-que-ha-observado-bicep2/
Campo de Radiación
Tielens- Fig1.9
Harm Habing
U. Leiden
FUV es expresada en
Habing Field
1.2x10⁻⁴ erg/(cm².s.sr)
Prom FUV MIE
Go=1.7 H.F.
Un Habing Field corresponde a 10⁸
fotones/cm².s entre 6 y 13.6 eV
Radiación
de fondo
Borde de Lyman ~
912 A
POLVO Y GAS
Nube oscura
Barnard 68
CO map
Cortesia de C. Lada
Materia=> GAS(99%), Polvo(1%)
CO Map
Lang & Masheder 1998, PASA, 15, 70
Dust Map Lambda Ori
Baja Densidad
Alta Densidad
MIE - POLVO (1%) => Extinción de Luz
Polvo
interplanetario
10 mu y 15 mu
Partícula de
polvo idealizada
con radio “r”
EXTINCION=Dispersión + Absorción
EXTINCION
Medio
Interestelar
POLVO
La energía de los
fotones absorbidos
se convierte en
energía térmica =>
La nube se calienta
y emite en el IR.
V1
Luz Dispersada
V2>V1
Trumpler, Robert Julius (1886–1956)
M=m-5*log(r[pc])+5
Calculó la distancia de cúmulo comparando la magnitud
observada (m) y la magnitud absoluta esperada (M) de la
estrella más brillante de cierto tipo espectral.
Conociendo la distancia calculó el tamaño del cúmulo (D),
midiendo el tamaño angular (a) y relacionándolo con la
distancia (r). D=d*r
Los cúmulos más distantes parecen sistemáticamente más grandes => Las
distancias deben estar sobrestimadas y el modulo de distancia debe tener
un factor corrección.
M=m-5*log(r[pc])+5-A
Donde A=a*r
El valor promedio de “a” en el plano de la vía láctea es de 2 mag/kpc.
Este valor depende de hacia donde estemos observando en la galaxia,
Ejemplo el centro galáctico a 8-9kpc tiene Av=30mag => a>3mag/kpc
Relación entre A y la densidad de polvo
Emisión
del medio
+jν
Io
I
=τλ
Dist
2.5*log(I)-2.5*log(Io) = 2.5*log(e)*τ
λ
m-m
Coeficiente de Absorción (α )
0
profundidad
óptica
= A =1.086*τ
λ
λ
λ
Densidad efectiva de interacción
Donde nd es la densidad de partículas dispersantes y σ es
α =nd*σ
λ
λ
la sección de cruce de las partículas. En un medio
λ
τλ =σλ *nd*Dist =
homogéneo nd y σ
λ
son constantes y:
σ *Nd ; donde Nd es la densidad columnar (en # partículas/cm² )
λ
Entonces con A se estima la τ, y conociendo a
σ se estima Nd.
Mie Theory
a
Gustav Mie (1868-1957)
El coeficiente de absorción en λ (σλ) depende de la sección de cruce
geométrica (σg=π.a²) y de la eficiencia de extinción
Qext=Qabs+Qdisp=σλ / σg
Fuente
- Cuando λ≳ a ; Qext~ a/λ => σλ ⍺ a³/λ
Si λ>>>> a Rayleigh Scattering, σλ ⍺ 1/λ⁴
Dispersión
en el azul
(reflexión)
A menor longitud de onda el coeficiente de
extinción es mayor => enrojecimiento
Para partículas muy pequeñas (a=0.1λ) la
dispersión es mas eficiente en el azul (cielo azul
=> a<0.1 micras).
- Cuando λ<<<< a, Qext =constante => σλ ⍺ a² ,
es decir independiente de λ
Enrojecimiento
y extinción
Extinción y Magnitud Absoluta
Ai/Av=0.48
9000 A
Av
5500 A
3600 A
Grafito
(2175 A)
Abs. en λ / Abs. en V
Au/Av=1.57
log(λ (A) )
Magnitud corregida por absorción
A(U)/A(V) = 1.57
A(B)/A(V) = 1.32
A(V)/A(V) = 1.00
A(I)/A(V) = 0.48
A(J)/A(V) = 0.29
A(K)/A(V) = 0.12
Vo=V-Av
Uo=U-Au=U-1.57*Av
Io=I-Ai=I-0.48*Av
Magnitud Absoluta: es la magnitud de una estrella colocada a 10 pc
V=> Mv
U=> Mu
I => Mi
etc...
1pc=3.6 años luz = 3.09e16m=206264.8 AU
Colores y extinción Interestelar
La extinción modifica
la pendiente de la
distribución de
energía y enrojece el
color de una estrella
FLUJO NORMALIZADO
Absorción
M0: 4000K
A0
+
Av=
1ma
g
V
G0: 6000K (sol)
I
Longitud de Onda
A0: 10000K (STD)
A0 + Av=3mag
Exceso de color
Color
Observado
Color intrínseco
Tablas (Teff o SpT)
Ley de
extinción
Ejemplo el color B-V (4400A, 5500A)
Si se tiene el color observado y el color intrínseco derivado
de conocer el tipo espectral, se calcula Av
Hidrógeno Neutral – Linea Lyman Alfa
En el medio interestelar difuso, la mayoría del H
está neutral y en su estado base. No se
observan lineas del MIE producidas en el óptico
(serie Balmer). La linea Lyα se forma cerca de
fuentes de radiación UV (estrellas OB).
Fotones
ionizantes
λ<91.2nm
=> extremo UV
La densidad del gas dentro de 1 kpc medida de
Lyα => 0.7 at/cm³
La densidad en la vecindad solar (Arcturus ~
11pc) => 0.02-0.1 at/cm³
Esto sugiere que el sol esta localizado en una
región de poco material interestelar
Ley de Larson
Las velocidades de dispersión varían sistemáticamente con el tamaño de la
nube (n~0.5, ΔVo=1km/s; Lo=1pc). Probablemente, nubes más grandes son más
turbulentas.
La turbulencia a pequeña escala
puede inhibir la formación, a
gran escala puede favorecerla.
FORMACION ESTELAR
La Nube Molecular se fragmenta y forma protoestrellas. Las estrellas se forman
generalmente en grupos
TASA DE FORMACION ESTELAR
La masa de la vía Láctea es de 10¹¹ Msun y su edad es de 10¹⁰ años => tasa de
formación estelar (M⁰) es de 10Msun/yr. Esto es un limite superior, M⁰ debió
ser mayor en las primeras etapas de la vía Láctea.
Estimaciones basadas en el numero de estrellas O (corta vida) es de 3Msun/yr
La eficiencia de formación es la fracción de masa de la nube molecular (M) que
es transformada en estrellas durante el tiempo de vida de la nube (τ).
τ es difícil de estimar. Usando caminos
evolutivos y cúmulos jóvenes asociados con
nubes moleculares este valor es de
~10⁷años.
En la vía Láctea la eficiencia es de 2-5%. Por largo tiempo se pensaba
que la baja eficiencia se debía al frenado del colapso por campos
magnéticos. Sin embargo, las observaciones y nuevos modelos teóricos
han demostrado que el proceso de formación es relativamente rápido
(pocos Myr) y que la baja eficiencia se debe a la dispersión de la nube por
estrellas masivas.
Masa de Jeans
Gravedad
Presión
Radiativa
(James Jeans:1877-1946)
Una nube esférica, sin rotación, turbulencia ó campos magnéticos, se encuentra
en equilibrio hidrostático cuando se cumple la condición de dada por el teorema
del virial (relación entre la energía potencial y la energía cinética): 2K+U=0
E. Potencial
E. Cinética
# de partículas
Condición de equilibrio 1
y velocidad de sonido
isotérmico (CS)
5
Nubes con masas
mayores colapsan
densidad constante
La esfera de Bonnor-Ebert
toma en cuenta presión
externa (nube embebida).
Donde CBE es ~1.18 y VT=CS
Longitud de Jeans
Colapso Isotérmico (homólogo)
Luego que superamos el criterio de Jeans, asumimos que la nube no genera
gradientes de presión y que las partículas colapsan en caída libre, conservando
una temperatura constante.
Para esto la nube debe ser opticamente transparente (free fall fase) permitiendo
radiar eficientemente su energía potencial (~1/Rc).
Todas las partes de la nube colapsan en la misma cantidad
de tiempo y la densidad incrementará en la nueva esfera
uniformemente. Si T permanece constante y la densidad
aumenta, la masa Jeans decrece.
Las nubes se tornan
opticamente opacas
e incrementan su T
Rj
T
Rj2
T
ρ
ρ2
Rj2<Rj;
ρ<ρ2
T
Las nubes incrementan
su densidad más en el
centro y comienza la
etapa de colapso de
adentro hacia afuera
(inside-out collapse)
Fragmentación
Hartmann 2009
Simulación, tomando en
cuenta, rotación
diferencial galáctica,
turbulencia y campos
magnéticos
Fragmentación - Supernova
El frente de choque de la SN colapsa el material, incrementa su densidad y forma
una concha que protege de radiación el material detrás de la concha, el cual llega
a las condiciones de densidad y temperatura necesario para su colapso.
Hartmann 2009
Hernandez et al 2010
Edwin Salpeter (1924-2008)
FRAGMENTACION DE LA NUBE
FUNCION INICIAL DE MASA
UNIVERSAL???
Se forman más
estrellas de baja masa
que de alta masa.
Función de masa estelar
para la nebulosa de Orion
FORMACION ESTELAR
La Nube Molecular se fragmenta
y forma protoestrellas
El disco evoluciona a un
nuevo sistema planetario,
en el proceso parte del
material es dispersado al
MIE.
La estrella evoluciona y
dependiendo de su masa
contribuye al
enriquecimiento del MIE
La protoestrella colapsa por su gravedad y
por conservación de momentum angular se
generan discos protoplanetarios
0
Detección y
Caracterización de
poblaciones
estelares jóvenes
EVOLUCION PRE-SECUENCIA PRINCIPAL
Brithline=> Linea de Nacimiento. Cuando
comienza la fase de contracción hidrostática
de la protoestrella, ellas se vuelven
opticamente visibles.
Hayashi Tracks
(convectivo)
Henyey Tracks
(radiativo)
Caminos evolutivos
e Isocronas
ZAMS=>Secuencia principal de edad cero:
El colapso finaliza y la principal fuente de
energía es la nuclear (H->He). Tnucl>10⁷K
EVOLUCION PRE-SECUENCIA PRINCIPAL
Las estrellas se forman en grupos
Grupos estelares=>Origen similar
(Distancia, Metalicidad y edad)
Asociaciones OB son grupos
relativamente extensos que comparten
movimientos comunes (movimiento propio
y velocidad radial). Alrededor de las
estrellar más masivas pueden existir
grupos más compactos (cúmulos)
Los cúmulos jóvenes (<~10Myr) son
grupos de cientos de estrellas
espacialmente agrupados y que comparten
un origen común (un brote de formación).
Allí se encuentran estrellas T Tauri
(<2Msun) y Herbig AeBe (>2Msun)
caracterizadas por la presencia de
DISCOS PROTOPLANETARIOS
Estrellas se forman en grupos y en su
juventud varian su brillo
Briceno et al 2005
Thesis de Ann Marie Cody - Dec 2011
Estrellas se forman en grupos y en su
juventud varian su brillo
Density map of variable stars: young stars are variables
and form groups in star forming regions
El Sondeo de Variabilidad del CIDA
ha registrado el brillo de las estrellas
desde 1999 en la región ecuatorial
(dec: +6 to -6).
Así podemos detectar grupos de
estrellas variables en regiones de
formación estelar
Ejemplo cúmulo 25 Ori
(Briceno et al 2007)
Las estrellas jóvenes son muy activas y
comparten espacio similar en un diagrama
color-magnitud
Las estrellas jóvenes son muy activas y
comparten espacio similar en un diagrama
color-magnitud
Hernández et al 2008
Son fuertes emisores
de rayos X, debido a
la gran actividad
cromosférica o a
acreción de materia
del disco a la estrella.
Las estrellas que se forman
juntas se mueven juntas
MMT
Comparten el mismo espacio en
un diagrama punto vector
(movimientos propios)
(Hernandez et al 2014)
Comparten la misma Velocidad Radial (Briceno et al 2007)
25 Ori
OB1b
Radial velocity distribution of two stellar groups.
Espectros Estelares: SpTClass
.
Litio
SpTCLASS code: http://www.cida.ve/~hernandj/SPTclass/sptclass.html
1. Se obtiene la temperatura efectiva de la estrella
2. Con el brillo de la estrella se obtiene la masa, edad, distancia, extinción,
radio estelar
3. Espectros de alta resolución => metalicidad, velocidad radial.
Espectros Estelares: Li vs RV
.
Hernandez et al (2014)
Espectros Estelares:
Gravedad Superficial Menor
INDICADOR DE LUMINOSIDAD
Mayor densidad
mayor efecto Stark
Hernandez et al
2014
NaI doublet
Downes et al
2014
Espectros Estelares:
Salto de Balmer
Hartmann, L. 2009, Fig. 8.16
CTTS
Heated
atmosphere
Heated gas
Distribución Espectral de Energía
Clases de Objetos
Weak T Tauri- No Acreción
Eyección de masa
al MIE
Clasical T Tauri – Acreción
posibles Jets
Estrellas T Tauri y Hebig AeBe
Estrellas T Tauri => 0.08<M*<1Msun (Tipos K y M)
Estrellas HaeBe => 2Msun<M*<8Msun (Tipos B, A y F)
Young Brown Dwarf => M*<0.08Msun
Estrellas IMTTau => 1Msun<M*<2Msun (Tipos G)
Estructuras de discos complicadas como en el caso la
la HaeBe AB Aur.
También se observan canales y huecos en la
estructura del disco (Disco en Transición).
Evolución de Discos Protoplanetarios
Hernández et al 2010
El disco se disipa al pasar el tiempo, así la
fracción de discos observada en una
población estelar disminuye con la edad de
la población
Hernández et al 2007
Al ser la estrella más masiva la
disipación del disco es más efectiva, así
para una población de edad definida, la
fracción de discos es inversamente
proporcional a la masa estelar
Y DONDE SE VA EL
MATERIAL DEL DISCO
PRIMIGENIO
LA MAYOR PARTE SE QUEDA EN EL SISTEMA PLANETARIO, OTRA PARTE
ENRIQUECE EL MEDIO INTERESTELAR
- El gas se acreta a la estrella (campos magnéticos y gravedad) y el polvo de sublima.
- El polvo (gas atrapado) crece en cuerpos más grandes (planetesimos y planetas).
- El gas y el polvo acreta a planetesimos ó a vortices (inestabilidades del disco)
- Por conservación de momento angular una parte del material debe moverse hacia la
parte externa del disco
- La presión radiativa y vientos continuamente mueven material al medio interestelaer
- Jets, rafagas, emisiones de material coronario, contribuyen al MIE en eventos
específicos.
DISCOS EN PRE-TRANSICION
FLUJO
Longitud de Onda
T3 T4 T5
FLUJO
T1 T2
T3 T4 T5
Longitud de Onda
DISCOS EN TRANSICION
FLUJO
Longitud de Onda
T3 T4 T5
FLUJO
T1 T2
T3 T4 T5
Longitud de Onda
DISCOS EVOLUCIONADOS
FLUJO
T1 T2
T3 T4 T5
Longitud de Onda
FLUJO
T1 T2
T3 T4 T5
Longitud de Onda
DISCOS DE ESCOMBROS
FLUJO
Tdust
Longitud de Onda
FLUJO
T1 T2
T3 T4 T5
Longitud de Onda
Diversity of SEDs and IRS spectra
Mauco et al in prep
Silicate
emission
No Silicate
emission
PRE-TRANSITION
AL DISKS
Espaillat et
al
EVOLVED DISKS
?
TRANSITIONAL
DISKS
Grains grow and planetesimal bodies
(1000-2000Km) are built
OPTICALLY THICK FLARED DISKS
The timescale for primordial disks dissipation:
5-7 Myr for LMS;
<3Myr for IMS.
DEBRIS DISKS
PLANETARY
SYSTEMS
For IMS, the debris disk
phenomenon start to dominate at 5
Myr and is stronger around 10-15
Myr
Debris disks emission decreases
with age from ~10 Myr to few Gyr
(Rieke et al 2005)
Emisión de Rayos X como indicador de Evolución
PMS stars are 1000
times more luminous in
the X-ray regime than
main-sequence stars
Evolution of the median X-ray luminosities for stars in
different mass ranges (Mercer et al 2009, Preibisch
and Feigelson, 2005)
Emisión de Rayos X como indicador de Evolución
Actividad magnética en la superficie estelar domina el origen
de rayos X. Acreción no parece dominar en rayos X
WTTS: Donati et al 2007.
CTTS: Romanova et al 2007.
Owen et al 2011: Time evolution of the median X-ray luminosity in the synthetic cluster for
CTTs (solid line) and WTTs (dashed line). The dotted line represents the transition X-ray
luminosity between CTTs and WTTs as a function of time. The data points are taken from the
compilation of Gudel et al. (2007) in the Taurus cluster; filled circles refer to CTTs and filled
squares refer to WTTs
Litio como indicador de Evolución
Martin, 1997
NGC1039 (open), 200Myr
NGC6475 (filled), 220Myr
T>5500K
T<5000K
Litio como indicador de Evolución
Jeffries et al 2014
Rotación como indicador de Evolución
Vidotto et al 2014
FRENADO ESTELAR
PRODUCIDO POR
EL DISCO
Rotación como indicador de Evolución
Jeffries 2014:
adapted from Gallet
and Bouvier 2013.
Angular velocity of the radiative core (dashed lines) and of the convective envelope (solid
lines) is shown as a function of time for fast (blue), median (green), and slow (red) rotator
models. The blue, red, and green tilted squares and associated error bars represent the 25
and 90 percentile, and the median of the rotational distributions of solar-type stars in star
forming regions and young open clusters. The dashed black line illustrates the Skumanich
relationship, Ω∝t⁻⁰⁵
El genio se hace con 1% de talento
y 99% de trabajo