MEDIO INTERESTELAR FORMACION ESTELAR - Curso Introducción a la Astronomía: Agosto 2014 Jesús Hernández
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MEDIO INTERESTELAR
&
FORMACION ESTELAR
Curso Introducción a la Astronomía:
Agosto 2014
Jesús Hernández
Hechos Relevantes - Las estrellas NACEN, evolucionan y mueren - El espacio entre las estrellas NO ESTA VACIO. Generalmente se asume un 1% de polvo y un 99% de gas. - Existen partículas cargadas muy energéticas (Rayos Cósmicos) y un campo magnético global galáctico. - Las estrellas evolucionan y su química cambia, algunas de ellas expulsan gran parte del material. - Las condiciones de vacío del medio interestelar no son reproducibles en laboratorios => procesos químicos y físicos en ambientes inéditos
Conexión medio interestelar - formación y evolución de estrellas y galaxias.
Contenido 1- MEDIO INTERESTELAR - POLVO INTERESTELAR - GAS INTERESTELAR - DIFERENTES TIPOS DE NUBES 2- FORMACION ESTELAR 3- RETORNO DEL MATERIAL AL MEDIO INTERESTELAR
MATERIAL ENTRE LAS ESTRELLAS
POLVO (1%)=> Extinción de Luz
Partícula de
Polvo polvo idealizada
interplanetario con radio “r”
10 mu y 15 mu
EXTINCION=Dispersión + Absorción
La energía de los
EXTINCION fotones absorbidos
se convierte en
energía térmica =>
Medio La nube se calienta
Interestelar y emite en el IR.
POLVO
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 (ang) y relacionándolo con la
distancia (r). D=ang*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
Io I
profundidad
=τλ óptica
Dist
2.5*log(I)-2.5*log(Io) = 2.5*log(e)*τ m-m = A =1.086*τ
λ 0 λ λ
Coeficiente de Absorción
Donde nd es la densidad de partículas dispersantes y σ es
λ
α =nd*σ la sección de cruce de las partículas. En un medio
λ λ
homogéneo nd y σ son constantes y:
λ
τλ =σλ *nd*Dist = 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 Dispersión
Si λ>>>> a Rayleigh Scattering, σλ ⍺ 1/λ⁴ en el azul
(reflexión)
Para una partícula con radio a, a menor
longitud de onda en coeficiente de extinción es
mayor => enrojecimiento
Para partículas muy pequeñas (a=0.1λ) la
dispersión es mas eficiente en el azul (cielo azul
=> a
Extinción y Magnitud Absoluta
Magnitud corregida por absorción
Au/Av=1.57 Av Ai/Av=0.48
A(U)/A(V) = 1.57
A(B)/A(V) = 1.32
A(V)/A(V) = 1.00
A(I)/A(V) = 0.48
Abs. en λ / Abs. en V
(2175 A)
Grafito
A(J)/A(V) = 0.29
A(K)/A(V) = 0.12
5500 A
3600 A
9000 A
Vo=V-Av
Uo=U-Au=U-1.57*Av
Io=I-Ai=I-0.48*Av
log(λ (A) )
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
Cortesia de C. Lada Nube oscura Barnard 68
COLORES Y TEMPERATURA ESTELAR
Un color es una medida
de la pendiente en la
distribución espectral
de energía.
FLUJO NORMALIZADO
M0: 4000K
G0: 6000K (sol)
V A0: 10000K (STD)
I
Longitud de Onda B0: 30000K
=> V-IColores y extinción Interestelar
La extinción modifica
la pendiente de la
distribución de
energía y enrojece el
Absorción color de una estrella
FLUJO NORMALIZADO
M0: 4000K
A0
+ Av=
1ma
g G0: 6000K (sol)
V A0: 10000K (STD)
I
A0 + Av=3mag
Longitud de OndaExceso de color
Color Color intrínseco
Observado 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 AvUn poco de química del polvo
interestelar
Presencia de Grafitos, compuestos de carbono
Abs. en λ / Abs. en V
(2175 A)
Grafito
log(λ (A) )
PAH (Polycyclic aromatic hydrocarbons).
Hidrocarburos aromáticos policiclicos (rasgos
espectrales entre 3.3 y 12 micras).
Probablemente transiciones vibracionales
entre los enlaces de C y H.
Los PAH representan los granos de polvo más
pequeños (nanometros ~ )Un poco de química del polvo interestelar
http://www.stsci.edu/~volk/features1a.html Hielos de Agua, CO2, CO y
CH4
Presencia de Silicatos
(compuestos de Si y O) amorfos
(no cristalizados).
Si-O O-Si-O
10 mu 20mu
Presencia de Cristales, ejemplo
Enstatitas=> MgSiO3
Fosteritas=> Mg2SiO4Polarización 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/Origen del Polvo - Condensación en atmósferas de estrellas frías - Condensación y crecimiento en protoestrellas y discos protoplanetarios - En Supernovas o fuertes vientos estelares - En el mismo medio interestelar.
Johanes Hartmann (1865-1936)
MATERIAL ENTRE LAS ESTRELLAS
GAS (99%)=> Rasgos espectrales
H principal componente (70% en masa)
En 1904 J. Hartmann reportó lineas espectrales
fijas en binarias espectroscópicas (delta
Orionis). Estas deben ser formadas por gas G
entre la fuente y el observador. A
S
Inicialmente se pensó que algunas lineas
observadas en nebulosas se deben a un nuevo
elemento químico denominado nebulium. En
1927 Ira Bowen mostró que estas son lineas
prohibidas de O+,O++ y N+. Estas lineas
(difíciles de reproducir en laboratorios) se
generan a baja densidad donde las transiciones
colisionales no son importantes.
Hidrógeno Ionizado (HII) Hidrógeno molecular. En
Hidrógeno Neutral (HI) Cerca de estrellas masivas regiones relativamente
Medio Interestelar difuso Tipo espectral-OB densasHidrógeno 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 La densidad del gas dentro de 1 kpc medida de
ionizantes Lyα => 0.7 at/cm³
λ extremo UV (Arcturus ~ 11pc) => 0.02-0.1 at/cm³
Esto sugiere que el sol esta localizado en una
región de poco material interestelarHidrógeno Neutral –
Linea a 21 cm
Predicha en 1944 por Hendrick van de Hulst y
observada en 1951 por Harold Ewen y Edward
Purcell.
La linea a 21cm se genera al decaer de forma
espontánea H desde el estado más
m = +-1/2 energético al menos energético (tau ~10⁶
años).
Transiciones colisionales compiten con este
decaimiento (tau ~10⁴ años). En laboratorios
el vacío es más imperfecto y las colisiones
inhiben la formación de la linea de 21cm
Aunque este tiempo de colisión es más
pequeño, estadísticamente existen suficientes
H que realizan la transición observada a
21cm.Hidrógeno Neutral – Linea a 21 cm
Relación con la extinción
Asumiendo ensanchamiento térmico (Doppler) y radiación
opticamente delgada, la profundidad óptica del centro de
la linea de 21cm es:
Donde NH es la densidad columnar (1-8x10⁸ at/m³), T~30-80 K, Δv~10 km/s
Comparando Av y τH => Densidad del HI es proporcional a la
densidad de polvo para AvHidrógeno Neutral – Linea a 21 cm
Estudios Doppler y Zeeman a 21cm aportan
conocimientos cinemáticos (rotación) y de
la intensidad de campos magnéticos de la
Vía Láctea y otras galaxiasHidrógeno Molecular y otras
moléculas
Distribución en masa del gas y polvo:
Hidrógeno (70%),
Helio (28%)
C,N,O, Ne, Na, Mg, Al, Si, S...(2%)
El hidrógeno molecular es muy difícil
de observar en el óptico y en radio, se
observa fuerte absorción en el FUV
(~105nm) debido a la disociación de H2
por una fuente UVcercana.
Se pueden usar otros trazadores y
suponer una abundancia relativa
respecto a H2 (CO, CH, OH).
En general, estas se observan en
nubes densas con gran Av (conectadas
con regiones HII), es necesaria la
RadioAstronomía (transiciones
rotacionales, ópticamente delgada).Hidrógeno Molecular y otras moléculas
Se usan trazadores cuyas transiciones
se realizan en altas densidades (NH3,
CS, ó isótopos de CO). Nubes típicas de
formación estelar (cores) poseen
n~2x10³-2x10⁵ at/cm³, Velocidades de
dispersión de 0.2-0.9 km/s y
masas~10Msun
Las propiedades de las nubes dependen
del trazador usado. Diferentes
transiciones trazan diferentes
temperaturas y densidades.REGIONES HII
Encontradas generalmente alrededor de estrellas masivas, que
proporcionan el flujo UV con energías mayores a 13.6 eV
(~91.2nm), la cual ioniza HI
En el MIE el camino libre medio de e⁻ es muy grande y es poco
probable la recombinación
Nrec ⍺ Ne⁻. Ni; completamente ionizado; Nrec ⍺ (Ne⁻)²
En general, la recombinación implica la transición n=3 -> n=2,
las regiones HII son brillantes en H⍺.
La esfera de Stromgren es una aproximación
HI (medio homogéneo) de la región HII dada la
HII He+ HII HI densidad del medio y el número de fotones
He++ ionizantes de la fuente: A0=> r~1pc; B0=>r~50pc
La región HII se expande y se mezcla con el MIE.Principales mecanismos de enfriamiento y calentamiento del MIE CALENTAMIENTO: los rayos cósmicos y radiación ionizante (UV ó X ray), desprenden un e⁻ de un átomo (H o C) y el e⁻ adquiere energía cinética (kT) ENFRIAMIENTO: los fotones IR escapan de la nube (menor extinción). Colisiones entre partículas puede llevar a un estado excitado de una de las partículas la cual espontáneamente emite un fotón en el IR ó radio.
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>10mag, 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)
Bok Globules
Disks
IC2944
Dark
Nebulae
Reflection Nebulae
(HII regions)
ProplydsRegiones de Formación Estelar
Tauro-Perseus-Orion
Auriga
Perseus
Taurus
OrionUpper Scorpius-Centaurus-Lupus
Regiones de Formación Estelar Aguila-Pilar de Formación
MEDIO INTERESTELAR Y FORMACION ESTELAR
FORMACION ESTELAR
La protoestrella colapsa por su gravedad y
La Nube Molecular se fragmenta
por conservación de momentum angular se
y forma protoestrellas
generan discos protoplanetarios
El disco evoluciona a un
nuevo sistema planetario,
en el proceso parte del
material es dispersado al
MIE.
La estrella evoluciona y 0
dependiendo de su masa
contribuye al
enriquecimiento del MIETASA 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
(James Jeans:1877-1946) Radiativa
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 densidad constante
Condición de equilibrio 1 La esfera de Bonnor-Ebert
y velocidad de sonido - toma en cuenta presión
isotérmico (CS) 5 externa (nube embebida).
Donde CBE es ~1.18 y VT=CS
Nubes con masas
mayores colapsan Longitud de JeansColapso 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
Rj2
Rj
T T Las nubes incrementan
T su densidad más en el
ρ ρ2 centro y comienza la
etapa de colapso de
Rj2FRAGMENTACION DE LA NUBE
FUNCION INICIAL DE MASA
El colapso homogéneo implica mayor fragmentación. Este proceso termina cuando la
nube no emite eficientemente su energía gravitacional ganada durante el colapso.
En limite teórico donde la nube no puede transportar su energía hacia afuera hablamos
de un colapso adiabático.
Si igualamos la luminosidad debido a la gravedad (free fall) y asumimos que la
nube emite como cuerpo negro (opticamente opaca y equilibrio termodinámico)
“e” factor de eficiencia
0 Mj=0.2MsunEdwin Salpeter (1924-2008)
FRAGMENTACION DE LA NUBE
FUNCION INICIAL DE MASA
Se forman más
estrellas de baja masa
que de alta masa.
Función de masa estelar
para la nebulosa de OrionEVOLUCION PRE-SECUENCIA PRINCIPAL
Brithline=> Linea de Nacimiento. Cuando
comienza la fase de contracción hidrostática
Henyey Tracks de la protoestrella, ellas se vuelven
(radiativo) opticamente visibles.
Hayashi Tracks
ZAMS=>Secuencia principal de edad cero:
(convectivo)
El colapso finaliza y la principal fuente de
energía es la nuclear (H->He). Tnucl>10⁷K
Caminos evolutivos
e IsocronasEVOLUCION 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 (Distribución Espectral de Energía
Clases de ObjetosEstrellas T Tauri y Hebig AeBe
Eyección de masa
Clasical T Tauri – Acreción
al MIE
posibles Jets
Weak T Tauri- No Acreción
Estrellas T Tauri => 0.08Evolución de Discos Protoplanetarios
Hernández et al 2007
Hernández et al 2010
El disco se disipa al pasar el tiempo, así la Al ser la estrella más masiva la
fracción de discos observada en una disipación del disco es más efectiva, así
población estelar disminuye con la edad de para una población de edad definida, la
la población fracción de discos es inversamente
proporcional a la masa estelar(1000-2000Km) are built
Grains grow and planetesimal bodies
OPTICALLY THICK FLARED DISKS
Espaillat et
PRE- al EVOLVED DISKS
TRANSITIONAL
DISKS ?
TRANSITIONAL
DISKS
The timescale for primordial disks dissipation:
5-7 Myr for LMS;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 PlanetariasSupernovas
Nebulosa del Cangrejo
Formación de nuevas estrellas
Kepler (SN1604)Referencias - Bradley Carroll and Ostlie Dale, 2007, An Introduction to Modern Astrophysics, second Edition. - Karttunen H, et al, 2007. Fundamental Astronomy, fifth Edition - Schulz Norbet, 2012, The Formation and Early Evolution of Stars, 2nd Edition. - Hartmann, L., 2009. Accretion Processes in Star Formation, 2nd Edition. - Bodenheimer, Peter, 2011. Principles of Star Formation.
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