Introducción al medio interestelar
Dr. Sergio Ariel Paron
Instituto de Astronomía y Física del Espacio
CONICET - UBA
Curso Asociación Argentina Amigos de la Astronomía – Junio 2012
Resumen Clase 2
En el MIE se produce una química muy rica
Se generan muchas moléculas
Hay moléculas orgánicas
Algunas de ellas “prebióticas”
En el MIE se encuentra todo el material para
formar estrellas, planetas y vida
1.8986×1027 kg
317.8 Earths
1/1047 Sun
75 Júpiters para formar
una estrella (fusionar H)
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Clase 3
Formación Estelar
Todo ocurre acá dentro
Fragmentación de la nube molecular
Y la formación de las estrellas ocurrirá en las regiones más densas
y oscuras (que no son “agujeros” en el cielo!)
El infrarrojo nos permite ver los interiores…
A partir del gas molecular ¿cómo se forman las estrellas?
capullo de formación
El proceso podría ser sencillo: por acción de la gravedad colapsan
grumos de gas molecular, que irán calentándose hasta encender la
fusión nuclear.
En el caso más sencillo de una esfera gaseosa en equilibrio virial se
tiene que:
Muchas partículas con movimientos (Ecin) y
atracciones gravitatorias entre sí (Epot).
Epot + 2Ecin = 0 (Teorema del Virial)
Si Epot + 2Ecin  0 el sistema se expande
Si Epot + 2Ecin  0 el sistema se contrae
Perturbaciones en un sistema no-magnético, isotérmico, homogéneo y
autogravitante (sin turbulencia)
¡¡No hace falta seguir la matemática para entenderlo!!
Jean (1902) obtuvo la siguiente relación entre la frecuencia de oscilación ()
y el número de onda (k) de pequeñas perturbaciones:
donde cs es la velocidad del sonido, G la cte. de gravitación y 0
la densidad inicial.
Las perturbaciones serán inestables ante la gravedad si su número de onda
está por debajo de un valor crítico (el número de onda de Jean):
Lo que es lo mismo pensar que existirá una perturbación con una longitud
de onda crítica: J.
Si la perturbación es esférica con un diámetro de J, directamente podemos
hablar de una masa crítica, la masa de Jean:
Toda nube que exceda la masa de Jean, colapsará
bajo su propio peso.
Fase inicial de colapso
Fase de contracción adiabática
Fase radiativa
Y así hasta alcanzar un nuevo
estado de equilibrio…
La gravedad debe contrarrestar los efectos de la
presión interna y de la rotación del gas.
A este modelo sencillo se le puede hacer ciertas correcciones:
 considerar rotación
 considerar microturbulencia
 considerar estructuras no-esféricas
 etc
En esencia es lo mismo, salvo que es un poco más
realista…
Pero…
La cantidad de estrellas observadas es
mucho menor a la tasa de formación que
este modelo predice…
¿y entonces…?
La presencia de campos magnéticos y material ionizado en el MIE tiene
gran importancia…
En el problema pasa a tener relevancia:
• la tasa de ionización
• la magnetohidrodinámica
La fotoionización y la ionización por rayos
cósmicos producen iones (moléculas o elementos
con carga)
C + UV  C+ + e-
H2 + RC  H2 + e- + RC
+
+
+
En las nubes moleculares los campos suelen ser en promedio ~ 0.00003 Gauss
(Imán de heladera ~ 100 G. Tierra ~ 0.6 G. Resonancia Magnética ~ 10000 G)
Difusión ambipolar:
Fuerza
magnética
Debido a las colisiones neutro-ion,
el material neutro va “cayendo”
más lentamente hacia el colapso…
colisiones
líneas de campo magnético (B)
iones
material neutro
Luego de analizar la ecuación del virial, ahora con campo magnético, se deduce
que la atracción gravitatoria “le ganará” a la repulsión magnética solamente si la
masa es:
Esta masa crítica puede escribirse como una relación “crítica” masa-flujo magnético:
Nube subcrítica:
si es magnetoestáticamente estable
Nube supercrítica:
si es magnetoestáticamente inestable
Resolviendo:
(considerando una región cilíndrica de radio R)
Obtenemos un tiempo característico
de formación estelar para la difusión
ambipolar:
(x es la fracción de ionización)
diferencia entre la velocidad de
los iones y la de los neutros
El tiempo característico de formación estelar donde domina la difusión
ambipolar es entre 10 y 20 veces más grande que el tiempo característico
del modelo de caída libre (el que solo considera gravedad)
(AD ~ 107 años)
Esto explicaría la tasa de formación estelar baja observada en galaxias
normales y el tiempo de vida alto de las nubes moleculares.
Durante la década de 1980 y parte
de la de 1990, la teoría
magnética fue el “paradigma” de
la formación estelar.
Pero…
Con las mejoras en la técnicas observacionales y computacionales,
se notaron ciertas falencias en la teoría magnética.
Dicotomía “artificial” en la formación de estrellas de baja o alta masa
en núcleos de baja masa y
magnéticamente subcríticos
en núcleos magnéticamente
supercríticos
Se observa que las estrellas de alta masa y
clusters de estrellas de alta masa se forman más
rápidamente que las de baja masa…
Proceso dinámico más rápido: Turbulencia en
gran escala (macroturbulencia).
Mac Low & Klessen (2004) proponen que la turbulencia supersónica más
la gravedad y la contribución (en menor medida) de los campos magnéticos
regula la formación estelar en toda escala, explicando la tasa de formación
estelar observada…
¿Nuevo “paradigma” en la formación estelar?
Simulación de una nube molecular turbulenta donde se forman estrellas:
La turbulencia puede ser
inyectada por explosiones
de SN, por regiones HII,
y por vientos de estrellas
masivas.
¿Y qué procesos ocurren durante la formación de la estrella?
La rotación de la nube produce
un achatamiento del gas del entorno de
la protoestrella.
Se forma un disco de acreción
Disco de acreción
Obtiene materia de la
nube “madre”
Se producen chorros polares de
materia (outflows)
La protoestrella ya posee vientos que
durante sus primeras etapas de
formación son colimados por los
campos magnéticos a través de sus
polos.
Estos chorros colimados arrastran
la materia de su entorno y forman
frentes de choque.
Etapas en la formación de una estrella como nuestro Sol
Para entender la formación estelar es necesario entender la
influencia que ejercen los distintos objetos astrofísicos en las
nubes moleculares = turbulencias
Regiones HII
120 parsecs
Roseta.
Distancia: 5200 años luz
Las estrellas de gran masa poseen poderosos vientos estelares que van
“excavando” sus alrededores…
Y en el gas molecular
de sus alrededores puede
disparar la formación de
estrellas.
Proceso “collect and collapse”
Dirección del frente de choque
y del frente de ionización.
NGC2264
IC 1396
Una región de formación estelar a 7000 años luz de la Tierra
Nebulosa del águila
Pilares de la creación
Comprendiendo la formación estelar en “Los pilares de la creación”
Otro proceso generado por regiones HII
RDI: raditive driven
implosion
EGG: evaporating
gaseous globule
Supernovas:
Los Remanentes de Supernova
Viven ~ cien mil años
Observación indirecta, por
ejemplo: cáscaras de material
barrido con formación de
estrellas jóvenes en su periferia
En la actualidad no existe evidencia observacional directa de este fenómeno
Resumen-Conclusión de la Clase 2:
A través de movimientos turbulentos que provocan el colapso del
material, las estrellas se formarán de manera secuencial, reciclando
material de una generación estelar anterior…
Noche estrellada. Vincent Van Gogh
Clase 4
¿Cómo estudiamos el MIE? Técnicas
observacionales modernas.
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