Formació estel·lar
De Viquipèdia
La formació estel·lar és el procés pel qual grans masses de gas que es troben en galàxies formant extensos núvols moleculars es transformen en estrelles. Aquests núvols moleculars poden anar des de 100.000 masses solars a tan sols unes poques. Els models de formació estableixen un límit inferior bé conegut de 0,08 MSol per a poder encendre l'hidrogen. Per contra, el límit superior és molt més difús i ve determinat per un conjunt de factors que frenen el procés, la força centrífuga creixent a l'anar-se comprimint el núvol, els camps magnètics creixents a l'augmentar les velocitats de les partícules carregades i els vents solars intensos que sorgeixen quan es comença a estabilitzar l'embrió estel·lar. Amb tot això, es calcula que la massa màxima per a una estrella estaria entorn de 60 o 100 MSol. El procés de formació estel·lar es divideix en dues fases uneixo com núvol molecular i altre com protoestrella.
>En un primer moment, el núvol col·lapsa i la radiació escapa lliure. En la segona etapa es forma un nucli més dens i opac a la radiació la qual cosa fa que s'escalfi. Finalment, la caiguda de material sobre aquest nucli escalfa la seva superfície pel que la protoestrella comença a emetre radiació.
Taula de continguts |
[edita] Núvol molecular
La teoria actual sobre la formació estel·lar, sosté que la formació estel·lar es dóna en els núvols moleculars gegants. Aquests núvols contenen, bàsicament, hidrogen molecular H2. Són regions fredes (10-30K) i denses (10³-104sup> cm>-3). A causa de alguna classe de desencadenant, es tornen inestables gravitacionalment, fragmentant-se i col·lapsant. Els fragments poden anar des de desenes fins a centenars de masses solars. La causa de la inestabilitat sol ser el front de xoc d'alguna explosió de supernova o el pas del núvol per una regió densa, com els braços espirals. També pot ocórrer que un núvol suficientment massiu i fred col·lapsi per si mateix. Sigui com sigui, el resultat sempre és una regió colapsant en caiguda lliure. Aquesta regió és inicialment transparent a la radiació pel que la seva compressió serà pràcticament isoterma. Tota l'energia gravitatòria s'emetrà en forma de radiació infraroja. Per altra banda, el centre de la regió es contraurà més de pressa que el gas circumdant per tenir el primer major densitat. Així, es diferenciarà un nucli més dens anomenat protoestrella.
[edita] Inestabilitat de Jeans
La teoria de la fragmentació i col·lapse gravitatori de núvols moleculars per la seva pròpia gravetat va ser desenvolupada per James Jeans al voltant de l'any 1902 i encara que en l'actualitat els processos de formació estel·lar es coneixen amb molta major precisió la teoria de Jeans constitueix una bona primera aproximació.
Jeans va calcular que sota determinades condicions un núvol molecular podia contreure's per atracció gravitatòria. Solament feia falta que fos prou massiu i fred. Un núvol estable, si es comprimeix, augmenta la seva pressió més ràpidament que la seva gravetat i retorna espontàniament al seu estat original. Però si el núvol supera certa massa crítica llavors s'inestabilitzarà tota i col·lapsarà en tot el seu volum. Aquest és el motiu pel qual les inestabilitats solen produir-se en els núvols més grans donant lloc a brots intensos de formació estel·lar. Aquesta massa crítica de Jeans és una funció depenent de la densitat i la temperatura i es representa com:
[edita] Protoestrella
La massa, inicialment homogènia, acaba per formar una esfera de gas en el centre. Aquesta esfera es contreu més de pressa diferenciant-se de la resta del núvol. Aquesta estructura és l'embrió estel·lar denominat protoestrella. A pesar de la compressió del gas la seva densitat és, encara, massa baixa i la radiació segueix escapant lliurement. Per això, l'esfera tot just augmenta la seva temperatura fins a al cap d'uns centenars de milers d'anys. El cos llavors es torna opac a la radiació i comença a escalfar-se mentre es contreu. De fet, la meitat de l'energia gravitatòria perduda en el col·lapse segueix radiant-se però l'altra meitat ja s'inverteix a escalfar la protoestrella. La temperatura augmenta fins que la pressió de l'esfera compensa l'atracció gravitatòria d'aquesta. S'estabilitza, així, un nucli convectiu de la grandària de Júpiter, aproximadament, al qual se li va agregant més i més matèria procedent del núvol circumdant que cau més lentament. A l'afegir-se més massa el nucli ho compensa compactant-se encara més. En el nucli el transport tèrmic per radiació encara no és eficient ja que el cos està format per material escassament ionitzat que deté als fotons.
El procés prossegueix fins a arribar a uns 2.000 graus moment en el qual les molècules d'hidrogen es disocien en el nucli. Ara la creixent energia gravitatòria s'inverteix a transformar el gas molecular en un gas format per àtoms lliures. El nucli es compacta cada vegada més i la seva radiació cada vegada més intensa excita el dens gas de l'embolcall que cau sobre ell. Ara el mitjà ja no és transparent a la radiació i solament s'aprecia el gas que envolta a la protoestrella. Aquest gas ha anat conformant, a poc a poc, un disc d'acreció a causa de la rotació inicial del núvol originari (veure formació de discos d'acreció). L' acreció de matèria prossegueix, per mitjà d'un disc circumestel·lar. En aquest disc poden originar-se planetes i asteroids si la metal·licitat és prou alta. La matèria afegida a la protoestrella augmenta la massa i, per tant, la seva gravetat, pel que aquesta reacciona comprimint-se més, augmentant així la seva temperatura. Quan ha caigut gran part del gas el mitjà es torna transparent a la llum de la protoestrella que comença, llavors, a ser visible.
El nucli de la protoestrella no solament acaba per ionitzar els seus elements si no que quan les temperatures són prou altes, comença la fusió del deuteri. La pressió de radiació resultant fa més lent el col·lapse del material restant però no ho deté. El seu nucli segueix comprimint-se més i la protoestrella segueix acretant massa. En aquesta etapa es produeixen fluxos bipolars, un efecte que es deu. probablement, al moment angular del material que cau. El procés segueix així fins que s'inicia, finalment, la ignició de l'hidrogen al voltant dels 10 milions de graus. Llavors la pressió augmenta dràsticament generant forts vents estel·lars que escombren i expulsen la resta del material que l'embolcalla. La nova estrella s'estabilitza en equilibri hidrostàtic i entra en la seqüència principal en la qual transcorrerà la major part de la seva vida.
Però si el cos està per sota de les 0,08 masses solars el procés s'avortarà abans d'hora frenat per la pressió dels electrons degenerats sense haver arribat encara a encendre l'hidrogen. L'objecte detindrà la seva contracció i es refredarà en un temps de Kelvin, uns pocs milions d'anys per a convertir-se, finalment, en una nana marró.
[edita] Formació d'estrelles supermassives
Les etapes del procés estan ben definides per a estrelles la massa de les quals és aproximadament igual o menor que la massa del Sol. Per a masses majors, la durada del procés de formació estel·lar és comparable a les altres escales de temps de la seva evolució, molt més curtes, i el procés no està tan ben definit. D'alguna manera es creu que la ignició de l'hidrogen començaria bastant abans que l'estrella arribés a agregar la seva massa total. Una altra gran part de la massa més exterior seria no solament escombrada i impulsada cap a l'espai interestel·lar sinó també fotoionitzada per la seva intensa radiació donant lloc a les regions HII. Sigui com sigui la vida d'aquestes estrelles és tan curta, de l'ordre de centenars o fins i tot desenes de milions d'anys, que en temps cosmològics ni tan sols existeixen. La seva formació, vida i destrucció són processos molt dramàtics en els quals tot just si hi ha descans.
Se sap que l' opacitat augmenta amb la metal·licitat ja que els elements com més pesats més absorbeixen els fotons. Això es tradueix en una major embranzida per part dels vents estel·lars de les estrelles supermassives que, amb les metal·licitats actuals de la galàxia, no assoleixen concentrar més de 120-200 MSol. Aquesta embranzida impedeix, a partir de cert punt, que l'estrella segueixi acretant massa, per això, les estrelles més pobres en metalls poden arribar a masses majors. Es creu que les primeres estrelles de l'univers, molt pobres en metalls, es podrien haver format amb masses de diversos centenars de masses solars d'hidrogen i heli.
