Todas las historias tienen un comienzo… ? Origen de Sistemas Planetarios
Medio Interestelar Dos componentes: Gas: principalmente átomos de tamaño promedio de 1nm (10-10 m) y algunas moléculas (10-9m). Polvo: partículas de 10-7 m (longitud de onda comparable a la luz visible, opacidad para longitudes de onda cortas en V). Scattering Extinción Enrojecimiento No se alteran las líneas espectrales
Composición Gas: a través de espectroscopía 90 % Hidrógeno atómico o molecular 9 % Helio 1 % ‘elementos pesados’con deficiencia en carbono, oxígeno, silicio, magnesio y hierro (‘atrapados en el polvo’) Polvo: Indicios de silicio, grafito y hierro ‘Hielo sucio’: hielo de agua contaminado con metano y amoníaco Composición similar a un núcleo cometario Forma del polvo: Los granos de polvo son elongados (polarizan la luz no polarizada de una fotósfera estelar de acuerdo a su alineación ) ¿Evidencia de un débil campo magnético interestelar ?
Forma elongada de un grano de polvo Filtro Polaroid en un laboratorio Filtro de granos de polvo interestelar, según como estén alineados los granos
Nebulosas Nebulosas de emisión: 12o del plano galáctico en dirección a Sagitario
M17 y M20 (ampliadas) Nebulosas de emisión Nubes iluminadas formadas por materia interestelar caliente M20 (4pc de diámetro). Nebulosa Trífida
Nebulosas de emisión M16 (Aguila), ampliada Con el HST M8
Nebulosas de emisión Están formadas por gas ionizado y en su proximidad tienen una estrella joven de tipo O o B que emiten gran cantidad de radiación UV. La radiación UV ioniza el gas cercano y los e- a medida que se recombinan con núcleos emiten radiación visible y calientan el gas, haciéndolo brillar. Fotoevaporación: proceso por el cual la radiación de las estrellas recién formadas dispersa el gas en los alrededores. Este proceso es dinámico. (Ej: los tres pilares el la nebulosa del Aguila desaparecerán en algunos cientos de miles de años, este proceso es análogo a la erosión por lluvia o viento en la Tierra). Enrojecimiento: fenómeno característico en las nebulosas de emisión causado por la emisión de H? (656.3 nm), región del rojo en el visible.
Nebulosas de emisión Un problema de notación: Los estados de ionización de un átomo se indican con números romanos. Pero… el I el para el estado neutro. Como las nebulosas de emisión están compuestas fundamentalmente de hidrógeno ionizado se las conoce como regiones HII. También aparecen líneas de emisión correspondientes a otros elementos como el OIII (línea ‘prohibida’, azul en la imagen de M8)
Algunas propiedades de estas nebulosas
Nebulosas oscuras de polvo (absorción) Están compuestas por gas y polvo (el cual produce la absorción de la luz). Su temperatura es mucho menor que la del entorno (pocas decenas de K) y millones de veces mas densas (106 átomos/cm3). Tamaño: mayores que nuestro Sistema Solar y hasta varios parsecs de distancia. Forma: irregulares. Nebulosa Cabeza de Caballo
¿Cómo nacen las estrellas? Por el colapso de una porción de una nube interestelar. ¿Por qué colapsa? Gravedad vs. energía cinética (SN?, ondas de presión de estrellas O – B?) Eg= – f . GM2/ R, para densidades undiformes f=3/5, si hay cierto grado de concentración f=1 Suponiendo N partículas que forman la nube con m la masa molecular media M = N.m Ek (energía cinética) = 3/2 N.k.T = 3/2. M/m . k .T Para el colapso gravitacional Eg > Ek (condición de colapso) Si introducimos el concepto de densidad media (?) M= 4/3 . ?. R3 . ? Imponiendo la condición de colapso ?=3/(4. ?.M2) . (3.k.T / 2.G.m) 3 (densidad crítica de Jeans, se puede despejar la masa)
¿Cómo nacen las estrellas? Utilizando el criterio de Jeans el colapso gravitatorio se da para 100 masas solares, lo cual es mucho para una sola estrella. Conclusión: las estrellas se forman en grupos. De la nube primordial se forman decenaso cientos de estrellas Tiempo del proceso: algunos millones de años
¿Cómo nacen las estrellas? Si nos concentramos en un fragmento, donde nacerá una estrella: Tamaño es 100 veces el de nuestro sistema solar La energía liberada por el colapso es emitida (baja densidad), salvo en el centro donde hay mayor concentración de material, lo que hace aumentar la T. La T en esta etapa es de alrededor de 100 K Se detiene la fragmentación, la temperatura y la presión aumentan y al aumentar la concentración de material se inicia una retroalimentación de aumento de T y P. Por primera vez podemos distinguir una ‘fotosfera’ y se nombra al objeto central como protoestrella
La protoestrella Pasaron 100000 años desde que comenzó la fragmentación. La T todavía no alcanza 1.106 K para comenzar el ciclo p+ – p +. La protoestrella tiene el tamaño de la órbita de Mercurio. Si bien tiene menos temperatura que el Sol es tan grande que su luminosidad es mayor Está en una etapa pre-secuencia principal (‘evolutionary track’). A esta fase se le denomina de Kelvin- Hemoltz NO hay equilibrio en la protoestrella. Luego evoluciona a través de la línea de Hayashi, con fenómenos voiolentos, fundamentalmente fuertes vientos protoestelares. Aumenta la contracción.
Las protoestrellas no son tranquilas a) Imagen en radio del flujo bipolar mas extenso conocido (10000 UA)
Evolución de la protoestrella a través de la línea de Hayashi 4-6. Etapa T-Tauri
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