![Celestia 7
Capítulos
Capítulos del libro.
• Historia
• Funciones
• Manual
Enlaces
Página web [1]
Descarga [2]
http://www.shatters.net/celestia/documentation.html
http://www.celestiamotherlode.net/catalog/documentation.html
http://es.wikipedia.org/wiki/Celestia
http://en.wikipedia.org/wiki/Celestia
Referencias
[1] http:/ / www. shatters. net/ celestia/
[2] http:/ / www. shatters. net/ celestia/ download. html
Proceso de formación de estrellas
El proceso de formación de estrellas
La formación estelar es el proceso por el cual grandes masas de gas que se encuentran en galaxias formando extensas
nubes moleculares se transforman en estrellas. Estas nubes moleculares pueden ir desde 100.000 masas solares a tan
solo unas pocas.
Los modelos de formación establecen un límite inferior bien conocido de 0,08 MSol para poder encender el
hidrógeno. Por el contrario, el límite superior es mucho más difuso y viene determinado por un conjunto de factores
que frenan el proceso, la fuerza centrífuga creciente al irse comprimiendo la nube, los campos magnéticos crecientes
al aumentar las velocidades de las partículas cargadas y los vientos solares intensos que surgen cuando se empieza a
estabilizar el embrión estelar. Con todo ello, se calcula que la masa máxima para una estrella estaría en torno a 60 o
100 MSol.
El proceso de formación estelar se divide en dos fases uno como nube molecular y otro como protoestrella.
En un primer momento, la nube colapsa y la radiación escapa libre.
En la segunda etapa se forma un núcleo más denso y opaco a la radiación lo cual hace que se caliente. Finalmente, la
caída de material sobre ese núcleo calienta su superficie por lo que la protoestrella empieza a emitir radiación.](https://image.slidesharecdn.com/planeta-121023205030-phpapp02/85/Planeta-9-320.jpg)
![Proceso de formación de estrellas 9
Para el caso de una nube homogenea y esferica con masa M, temperatura T y radio R, esta condicion se puede
expresar como:
frac{3}{5}frac{G M}{R}>frac{3}{2}frac{M}{mu m_H} kT
Donde, G es la constante de gravitacion universal, k es la constante de Boltzmann, μ es el peso molecular medio y
mH es el peso del atomo de hidrogeno. Esta inegualdad se expresa normalmente en función de la llamada masa de
Jeans, segun la cual el colapso gravitacional comienza cuando:
M_j = left(frac{3}{4pi rho}right)^{1/2} left(frac{5kT}{2Gmu m_H}right)^{3/2} backsimeq 6 M_odot left(frac{T^3}{n}right)^{1/2}
Donde ρ es la densidad del gas y n=ρ / μmH es la densidad numerica. En ausencia de un soporte por presion, el
colapso por gravedad se da en un tiempo de caida-libre:
t_{ff}=left(frac{3 pi}{32 G rho}right)^{1/2} backsimeq 1.4 times 10^6 left(frac{n}{10^3[cm^{-3}]}right)[yr]
Para los valores tipicos encontrados en las nubes moleculares (T=10 K, n=50 cm − 3), se encuentran valores tipicos
para la masa de Jeans de M_J backsimeq 100 M_odot y del tiempo de caida libre de t_{ff}backsimeq 10^5 yr.
Estos valores son mucho mas pequeños de los valores observados de masa (10^4-10^6 M_odot) y tiempo de vida (
> 107 yr) de las grandes nubes moleculares.
Por lo tanto, segun la teoria clasica, las nubes moleculares deberian tener tiempos de vida mas cortos con una tasa de
formacion estelar entorno a 250-300 masas solares por año, mientras que las observaciones indican valores entorno a
las 3 masas solares por año. Por lo tanto otros mecanismos capaces de frenar el colapso de la nube son necesarios.
Entre ellos, podriamos citar el campo magnetico, la rotacion del nucleo central y la turbulencia del gas.
Protoestrella
La masa, inicialmente homogénea, acaba por formar una esfera de gas en el centro. Dicha esfera se contrae más
deprisa diferenciándose del resto de la nube. Esta estructura es el embrión estelar denominado protoestrella. A pesar
de la compresión del gas su densidad es, aún, demasiado baja y la radiación sigue escapando libremente. Por ello, la
esfera apenas aumenta su temperatura hasta al cabo de unos cientos de miles de años.
El cuerpo entonces se torna opaco a la radiación y empieza a calentarse mientras se contrae. De hecho, la mitad de la
energía gravitatoria perdida en el colapso sigue radiándose pero la otra mitad ya se invierte en calentar la
protoestrella.
La temperatura aumenta hasta que la presión de la esfera compensa la atracción gravitatoria de ésta. Se estabiliza,
así, un núcleo convectivo del tamaño de Júpiter, aproximadamente, al cual se le va agregando más y más materia
procedente de la nube circundante que cae más lentamente. Al añadirse más masa el núcleo lo compensa
compactándose aún más. En él el transporte térmico por radiación aun no es eficiente ya que el cuerpo está formado
por material escasamente ionizado que detiene a los fotones.
El proceso prosigue hasta llegar a unos 2.000 grados momento en el cual las moléculas de hidrógeno se disocian en
el núcleo. Ahora la creciente energía gravitatoria se invierte en transformar el gas molecular en un gas formado por
átomos libres.
El núcleo se compacta cada vez más y su radiación cada vez más intensa excita el denso gas de la envoltura que cae
sobre él. Ahora el medio ya no es transparente a la radiación y solo se aprecia el gas que rodea a la protoestrella. Este
gas ha ido conformando, paulatinamente, un disco de acrecimiento debido a la rotación inicial de la nube originaria
(ver formación de discos de acrecimiento).
La acreción de materia prosigue, por medio de un disco circumestelar. En dicho disco pueden originarse planetas y
asteroides si la metalicidad es lo suficientemente alta. La materia añadida a la protoestrella aumenta la masa y, por lo
tanto, su gravedad, por lo que ésta reacciona comprimiéndose más, aumentando así su temperatura. Cuando ha caído](https://image.slidesharecdn.com/planeta-121023205030-phpapp02/85/Planeta-11-320.jpg)
Planeta
- 1. PLANETA PDF generado usando el kit de herramientas de fuente abierta mwlib. Ver http://code.pediapress.com/ para mayor información. PDF generated at: Wed, 24 Oct 2012 01:07:32 UTC
- 2. Contenidos Artículos El Sol 1 Celestia 6 Proceso de formación de estrellas 7 Referencias Fuentes y contribuyentes del artículo 13 Fuentes de imagen, Licencias y contribuyentes 14 Licencias de artículos Licencia 15
- 3. El Sol 1 El Sol El Sol es la estrella más cercana a la Tierra, está ubicado en el centro de un conjunto de planetas que giran alrededor de él. De acuerdo a las dimensiones observadas en otras estrellas, el Sol es un astro de valores promedio de masa, tamaño y temperatura. Destaquemos que la energía que irradia ha permitido el desarrollo de la vida en nuestro planeta. El sol visto a través de un telescopio de rayos X ¿Cuáles son las dimensiones del Sol? Datos sobre el Sol: • El Sol es la estrella más cercana a la Tierra. • Es el centro del Sistema Solar. • Produce la luz y la energía calorífica necesaria para la vida. • Debido a lo lejos que está, su luz tarda 8 minutos en alcanzar nuestro planeta. • Cada segundo el Sol convierte 4 millones de toneladas de materia en energía. • Al igual que la Tierra, el Sol gira en torno a su eje. • Nunca mires directamente al Sol sin filtros ni protección adecuada. Comparada con otras estrellas, el Sol es una de las más pequeñas. De todas formas, el Sol es muy grande, ¡mucho, MUCHO más grande que la Tierra! Mide 1.392.000 km de diámetro, o lo que es lo mismo, 109 veces mayor que el de la Tierra. Haciendo un cálculo, se puede ver que caben alrededor de 1.303.000 Tierras dentro del volumen del Sol, de hecho el Sol posee el 99,9% de la masa del Sistema Solar. Aunque no parece tan grande desde donde lo vemos. Esto se debe a que el Sol se encuentra a 150.000.000 km de distancia. A esa distancia, la luz tarda un poco más de ocho minutos en llegar desde el Sol hasta la Tierra. Si el Sol se apagase ahora mismo seguiríamos recibiendo su luz durante esos ocho minutos. ¿Qué ocurre dentro del Sol? El Sol es la principal fuente de energía para la Tierra. Esta energía se libera en lo profundo del Sol en un proceso conocido como fusión nuclear. Cuatro átomos de hidrógeno se fusionan para formar un átomo de Helio. El átomo de helio tiene un poquito menos masa que los cuatro átomos de hidrógeno; la masa faltante se convierte en energía. De esta misma forma se libera la energía en las bombas nucleares llamadas bombas de hidrógeno. El diagrama siguiente muestra lo que los científicos piensan que ocurre dentro del Sol. Los colores se utilizan para mostrar las diferentes regiones.
- 4. El Sol 2 El Sistema Solar El Sol Mercurio Venus La Tierra La luna Marte Cinturón de asteroides Júpiter Saturno Urano Neptuno Plutón Cometas Cinturón de Kuiper Nube de Oort Glosario Núcleo: El centro del Sol es muy denso. Es cerca de 12 veces más denso que el plomo. También es muy caliente – cerca de 15 millones de °C. Es en esta región donde se producen la mayoría de las reacciones nucleares. Zona radiactiva : En esta zona, la luz, el calor y los rayos X que se producen en el núcleo luchan para salir hacia la superficie. Los gases que forman esta zona son todavía muy densos y continuamente absorben y emiten radiación. ¿Has tratado de correr alguna vez sobre el agua? Es similar a lo que tratan de hacer las ondas de luz en esta región del Sol. Un rayo de luz podría tardar un millón de años en salir de esta zona hasta llegar a la superficie del Sol. Zona convectiva: Se encuentra ubicada sobre la zona radiactiva.En esta zona la energia se transmite con convección, la cual es similar al proceso que sigue el agua cuando se calienta en una olla. ¿Has observado alguna vez cómo se ondula el aire por debajo del fuego? Es posible que hayas oído decir que se debe a que el calor sube. Bueno, en realidad el calor no sube por sí mismo. Es el aire caliente el que sube. Los gases calientes tienden a subir mientras que los gases fríos tienden a hundirse. En esta región externa del Sol los gases son menos densos por lo que se comportan más como los gases que vemos en la Tierra. En el fondo de la zona convectiva, el gas se calienta por la energía que viene a través de la radiación desde el núcleo. Este gas sube hacia la superficie del Sol donde cede su temperatura y se enfría. Después, los gases se enfrían y se hunden nuevamente. Las vías de gas caliente en ascenso y de gas frío en descenso forman enormes cintas de gas circulantes conocidas como celdas de convección.
- 5. El Sol 3 ¿Qué son la manchas solares? Las manchas solares son áreas ligeramente más frías en la superficie del Sol que se ven de un color más oscuro. Parecen oscuras por su contraste con la luminosidad que hay en la superficie del Sol. A pesar de su apariencia oscura, en realidad son extremadamente brillantes, mucho más brillantes que una chispa eléctrica. El número de manchas solares que se observan aumenta y disminuye con una periodicidad de 11 años. Las manchas solares aparecen cuando el campo magnético del Sol se concentra, impidiendo el flujo de energía. Una mancha solar típica consiste en una región oscura llamada umbra, rodeada por una región más luminosa llamada penumbra. La umbra es cerca de 2.000 °C (3.600 °F) más fría que la fotosfera y sólo parece oscura en Las áreas oscuras son llamadas manchas solares. comparación con su entorno. Las manchas solares se forman generalmente en grupos que siguen la rotación del Sol. En un período de 11 años, las manchas solares aumentan antes de disminuir lentamente. El ciclo de las manchas solares ocurre de forma bastante coordinada con el aumento y disminución del resto de la actividad solar. Las manchas solares más complejas son concentraciones de campos magnéticos intensos. Estas regiones activas pueden repentinamente hacer erupción como llamaradas de corta duración y se originan en áreas extremadamente brillantes que liberan grandes cantidades de partículas cargadas y radiación. Las llamaradas prevalecen más durante los picos de actividad solar.
- 6. El Sol 4 ¿Cómo es la atmósfera del Sol? Sobre la fotosfera, los gases del Sol no son muy densos. Hay dos capas que podemos ver con telescopios especiales. Sobre ellas los gases salen en forma de vientos solares que llegan a todo el Sistema Solar. Prominencias y bengalas solares Si tienes un telescopio con filtros especiales, puedes ver choques en la superficie. A cada una de éstas se le llama prominencia. Parecen volcanes en erupción. Tienen cientos de miles de kilómetros de largo y son tan grandes como la Tierra. A menudo parecen provenir de bengalas solares y a veces son tan fuertes que nos llegan en forma de vientos solares. Cromosfera Una vista cercana a una mancha solar y sus La cromosfera significa "esfera de color". Está justo encima de la prominencias fotosfera. No es tan brillante como la fotosfera, y no se puede ver a simple vista, pero se puede ver durante un eclipse de sol (¡siempre con filtros especiales!). Parece como rayos de colores. Sorprendentemente la cromosfera es incluso más caliente que la fotosfera, con algunas zonas sobre los 20.000 °C. Corona La corona Está justo encima de la cromosfera. Esto es un dibujo sobre cómo es la corona. Es más caliente que la fotosfera, y resplandece. Está compuesta por finas capas de gases, es la causante del viento solar. Se desplaza y cambia, pero es muy difícil de ver, incluso con telescopios especiales. Viento solar En la parte más externa de la corona, algo de gas escapa como viento solar. Escapa muy rápido -Unos 60 km por segundo- Pero no hay gran cantidad. El viento solar es bastante fuerte para arrastrar polvo y gas de un cometa para hacerle una cola. El viento solar puede incluso empujar grantes objetos. En 1960 el satélite 'Echo I' fue puesto en órbita. Era un La corona solar durante un eclipse gran globo. Como era tan grande y ligero, el viento solar lo empujó de su órbita. En el futuro, algún transporte espacial podrá usar el viento solar para viajar entre planetas usando "velas solares" similares a las de los veleros que existen en la Tierra para cruzar los océanos.
- 7. El Sol 5 Heliopausa Heliopausa es donde el viento solar se cruza con el viento de otras estrellas. Cerca de ahí los vientos se frenan de repente. En mayo de 2005, la nave Voyager I llegó a esa región y sintió un gran choque, acababa de entrar en la heliopausa. El porqué ocurre tan lejos de la Tierra todavía se está estudiando. ¿Qué es el clima solar? ¿Sabes lo que es el clima solar? El clima o tiempo atmosférico es lo que ocurre en la atmósfera de la Tierra. El clima solar es lo que ocurre en la atmósfera del Sol. El clima solar nos afecta en la Tierra. También se le llama clima espacial. Incluye el estudio de la luz y el viento solar que nos llega. Las bengalas solares expulsan un montón de gas muy caliente fuera del Sol. Si una bengala solar apunta hacia la Tierra, los protones pueden llegar a la Tierra a alta velocidad, como resultado de una tormenta solar. Ésto puede causar apagones eléctricos o bloqueo de señales de radio. Puede dañar satélites en órbita. La radiación procedente de una tormenta solar podría ser muy peligrosa para los astronautas, por eso deben ir protegidos. El campo magnético de la Tierra y la atmósfera suelen protegernos de las bengalas. Las bengalas solares pueden producir auroras. Las auroras son bonitas cortinas luminosas. Se les suele llamar "Luces del Norte" si se encuentran cerca del Polo Norte. Serán "Luces del Sur" si se originan cerca del Polo Sur. El tiempo solar afecta a otros planetas también. Tenemos fotografías de auroras en todos los planetas excepto Mercurio y Plutón. De la misma forma que podemos hacer previsiones atmosféricas de la Tierra, las podemos hacer del Sol. El Luces del Norte estudio de la meteorología del Sol puede predecir cuándo las bengalas solares van a aparecer. Intentan decirnos cuándo las tormentas solares azotarán la Tierra. También nos pueden decir cuando las tormentas solares irán a otras partes del Sistema Solar.
- 8. Celestia 6 Celestia Celestia es un programa de computo de código abierto, para recrear una simulación del universo en 3 dimensiones, la gran diversidad de este programa proporciona figuras como los planetas del Sistema Solar, satélites, galaxias, también se incluyen constelaciones y datos precisos sobre sus coordenadas de ubicación. Permite realizar viajes desde cualquier punto del universo a cualqueir otro planeta, estrella o galaxia a la velocidad elegida, además brinda información sobre el objeto celeste seleccionado, permite avanzar, retroceder, girar alrededor de un planeta o estrella, alejarse, viajar hacia cualquier punto del espacio, buscar un objeto e ir directamente, ver las órbitas de los planetas, ver satélites de los planetas del sistema solar, la estación espacial internacional, nuestra tierra, entre muchas otras funciones. Celestia - Software libre (gpl) Cuenta con versiones para distintos sistemas operativos, como GNU/Linux, Windows y Mac OS X, de esta forma basta con descargar el programa binario o ejecutable e instalar comodamente, además como es software libre, disponemos del código fuente del programa para crearse binarios para otros sistemas operativos como solaris, freebsd, entre otros. Es un programa bastante liviano, para poder usarlo tan solo es necesario tener un ordenador con 64 MB de memoria ram.
- 9. Celestia 7 Capítulos Capítulos del libro. • Historia • Funciones • Manual Enlaces Página web [1] Descarga [2] http://www.shatters.net/celestia/documentation.html http://www.celestiamotherlode.net/catalog/documentation.html http://es.wikipedia.org/wiki/Celestia http://en.wikipedia.org/wiki/Celestia Referencias [1] http:/ / www. shatters. net/ celestia/ [2] http:/ / www. shatters. net/ celestia/ download. html Proceso de formación de estrellas El proceso de formación de estrellas La formación estelar es el proceso por el cual grandes masas de gas que se encuentran en galaxias formando extensas nubes moleculares se transforman en estrellas. Estas nubes moleculares pueden ir desde 100.000 masas solares a tan solo unas pocas. Los modelos de formación establecen un límite inferior bien conocido de 0,08 MSol para poder encender el hidrógeno. Por el contrario, el límite superior es mucho más difuso y viene determinado por un conjunto de factores que frenan el proceso, la fuerza centrífuga creciente al irse comprimiendo la nube, los campos magnéticos crecientes al aumentar las velocidades de las partículas cargadas y los vientos solares intensos que surgen cuando se empieza a estabilizar el embrión estelar. Con todo ello, se calcula que la masa máxima para una estrella estaría en torno a 60 o 100 MSol. El proceso de formación estelar se divide en dos fases uno como nube molecular y otro como protoestrella. En un primer momento, la nube colapsa y la radiación escapa libre. En la segunda etapa se forma un núcleo más denso y opaco a la radiación lo cual hace que se caliente. Finalmente, la caída de material sobre ese núcleo calienta su superficie por lo que la protoestrella empieza a emitir radiación.
- 10. Proceso de formación de estrellas 8 Nube molecular La teoría actual sobre la formación estelar, sostiene que la formación estelar se da en las nubes moleculares gigantes. Estas nubes contienen, básicamente, hidrógeno molecular H2 (90%) y helio (9%), mientras que la abundancia de otros elementos depende fundamentalmente di la historia de nube, como por ejemplo la explosion de alguna supernova en las cercanias de la nube. Son regiones frías (10-30 K) y densas (103-104 cm-3) con dimensiones que varian entre 10 y 100 parsecs. Las nubes moleculares no son estructuras uniformes y el gas y el polvo dentro de ellas se distribuye a lo largo de estructuras filamentosas muy complejas con zonas de alta densidad que se corresponden con regiones de formacion estelar. a mayor fuente de información acerca de las nubes moleculares proviene del analisis de líneas de emision de moleculas como el CO, CS o NH3, a pesar de que el mayor constituyente de las nubes sea el H2. Esto se debe a las altas temperaturas necesarias para excitar esta molecular (~ 510K), mientras que las nubes son muy frias. Cuanto mas grande es la nube molecular mas corta es su vida. Esto se debe a que en el interior de las nubes moleculares mas grandes se forma estrellas de tipo O y B que emiten fotones de alta energia que destruyen las moleculas. Se puede describir aproximadamente la compleja estructura de las nubes moleculares en terminos de nubes, clumps y nucleos (cores) protoestelares. Los clumps representan las estructuras dentro de las cuales se forman los cumulos estelares, mientras que los cores protoestelares representan las estructuras mas pequeñas dentro de las cuales se forman estrellas individuales o grupos de estrellas. Estas ultimas estructuras se forman por la fragmentacion de los clumps. Aun hoy en dia no se entiende completamente como se forman las estrellas debido al colapso de densos nucleos de gas. Debido a alguna clase de desencadenante, estos nucleos se vuelven inestables gravitacionalmente, fragmentándose y colapsando. Los fragmentos pueden ir desde decenas hasta centenares de masas solares. La causa de la inestabilidad suele ser el frente de choque de alguna explosión de supernova o el paso de la nube por una región densa, como los brazos espirales. También puede ocurrir que una nube suficientemente masiva y fría colapse por sí misma. Sea como sea, el resultado siempre es una región colapsante en caída libre. Dicha región es inicialmente transparente a la radiación por lo que su compresión será prácticamente isoterma. Toda la energía gravitatoria se emitirá en forma de radiación infrarroja. Por otra parte, el centro de la región se contraerá más deprisa que el gas circundante por tener el primero mayor densidad. Así, se diferenciará un núcleo más denso llamado protoestrella. Inestabilidad de Jeans La teoría de la fragmentación y colapso gravitatorio de nubes moleculares por su propia gravedad fue desarrollada por James Jeans alrededor del año 1902 y aunque en la actualidad los procesos de formación estelar se conocen con mucha mayor precisión la teoría de Jeans constituye una buena primera aproximación. Jeans calculó que bajo determinadas condiciones una nube molecular podía contraerse por atracción gravitatoria. Solo hacía falta que fuera lo suficientemente masiva y fría. Una nube estable, si se comprime, aumenta su presión más rápidamente que su gravedad y retorna espontáneamente a su estado original. Pero si la nube supera cierta masa crítica entonces se inestabilizará toda y colapsará en todo su volumen. Éste es el motivo por el cual las inestabilidades suelen producirse en las nubes más grandes dando lugar a brotes intensos de formación estelar. En este escenario clasico, entonces, una nube comienza a colapsar cuando la energia gravitacional de la nube es mas grande que su energia termica: | Eg | > Eth
- 11. Proceso de formación de estrellas 9 Para el caso de una nube homogenea y esferica con masa M, temperatura T y radio R, esta condicion se puede expresar como: frac{3}{5}frac{G M}{R}>frac{3}{2}frac{M}{mu m_H} kT Donde, G es la constante de gravitacion universal, k es la constante de Boltzmann, μ es el peso molecular medio y mH es el peso del atomo de hidrogeno. Esta inegualdad se expresa normalmente en función de la llamada masa de Jeans, segun la cual el colapso gravitacional comienza cuando: M_j = left(frac{3}{4pi rho}right)^{1/2} left(frac{5kT}{2Gmu m_H}right)^{3/2} backsimeq 6 M_odot left(frac{T^3}{n}right)^{1/2} Donde ρ es la densidad del gas y n=ρ / μmH es la densidad numerica. En ausencia de un soporte por presion, el colapso por gravedad se da en un tiempo de caida-libre: t_{ff}=left(frac{3 pi}{32 G rho}right)^{1/2} backsimeq 1.4 times 10^6 left(frac{n}{10^3[cm^{-3}]}right)[yr] Para los valores tipicos encontrados en las nubes moleculares (T=10 K, n=50 cm − 3), se encuentran valores tipicos para la masa de Jeans de M_J backsimeq 100 M_odot y del tiempo de caida libre de t_{ff}backsimeq 10^5 yr. Estos valores son mucho mas pequeños de los valores observados de masa (10^4-10^6 M_odot) y tiempo de vida ( > 107 yr) de las grandes nubes moleculares. Por lo tanto, segun la teoria clasica, las nubes moleculares deberian tener tiempos de vida mas cortos con una tasa de formacion estelar entorno a 250-300 masas solares por año, mientras que las observaciones indican valores entorno a las 3 masas solares por año. Por lo tanto otros mecanismos capaces de frenar el colapso de la nube son necesarios. Entre ellos, podriamos citar el campo magnetico, la rotacion del nucleo central y la turbulencia del gas. Protoestrella La masa, inicialmente homogénea, acaba por formar una esfera de gas en el centro. Dicha esfera se contrae más deprisa diferenciándose del resto de la nube. Esta estructura es el embrión estelar denominado protoestrella. A pesar de la compresión del gas su densidad es, aún, demasiado baja y la radiación sigue escapando libremente. Por ello, la esfera apenas aumenta su temperatura hasta al cabo de unos cientos de miles de años. El cuerpo entonces se torna opaco a la radiación y empieza a calentarse mientras se contrae. De hecho, la mitad de la energía gravitatoria perdida en el colapso sigue radiándose pero la otra mitad ya se invierte en calentar la protoestrella. La temperatura aumenta hasta que la presión de la esfera compensa la atracción gravitatoria de ésta. Se estabiliza, así, un núcleo convectivo del tamaño de Júpiter, aproximadamente, al cual se le va agregando más y más materia procedente de la nube circundante que cae más lentamente. Al añadirse más masa el núcleo lo compensa compactándose aún más. En él el transporte térmico por radiación aun no es eficiente ya que el cuerpo está formado por material escasamente ionizado que detiene a los fotones. El proceso prosigue hasta llegar a unos 2.000 grados momento en el cual las moléculas de hidrógeno se disocian en el núcleo. Ahora la creciente energía gravitatoria se invierte en transformar el gas molecular en un gas formado por átomos libres. El núcleo se compacta cada vez más y su radiación cada vez más intensa excita el denso gas de la envoltura que cae sobre él. Ahora el medio ya no es transparente a la radiación y solo se aprecia el gas que rodea a la protoestrella. Este gas ha ido conformando, paulatinamente, un disco de acrecimiento debido a la rotación inicial de la nube originaria (ver formación de discos de acrecimiento). La acreción de materia prosigue, por medio de un disco circumestelar. En dicho disco pueden originarse planetas y asteroides si la metalicidad es lo suficientemente alta. La materia añadida a la protoestrella aumenta la masa y, por lo tanto, su gravedad, por lo que ésta reacciona comprimiéndose más, aumentando así su temperatura. Cuando ha caído
- 12. Proceso de formación de estrellas 10 gran parte del gas el medio se vuelve transparente a la luz de la protoestrella que empieza, entonces, a ser visible. El núcleo de la protoestrella no solo acaba por ionizar sus elementos si no que cuando las temperaturas son lo suficientemente altas, comienza la fusión del deuterio. La presión de radiación resultante hace más lento el colapso del material restante pero no lo detiene. Su núcleo sigue comprimiéndose más y la protoestrella sigue acretando masa. En esta etapa se producen flujos bipolares, un efecto que se debe. probablemente, al momento angular del material que cae. El proceso sigue así hasta que se inicia, finalmente, la ignición del hidrógeno en torno a los 10 millones de grados. Entonces la presión aumenta drásticamente generando fuertes vientos estelares en forma de flujos bipolares (chorros protoestelares, jets protoestelares) que barren y expulsan el resto del material envolvente. La nueva estrella se estabiliza en equilibrio hidrostático y entra en la secuencia principal en la que transcurrirá la mayor parte de su vida. Pero si el cuerpo está por debajo de las 0,08 masas solares el proceso se abortará antes de tiempo frenado por la presión de los electrones degenerados sin haber llegado aún a encender el hidrógeno. El objeto detendrá su contracción y se enfriará en un tiempo de Kelvin, unos pocos millones de años para convertirse, finalmente, en una enana marrón. Disco de acreción Un disco de acrecimiento es una estructura en forma de disco alrededor de un objeto central masivo. El disco alimenta el cuerpo central siendo atraido por éste y contribuyendo a su aumento de masa. La dinámica de estos objetos astrofísicos está gobernada principalmente por la ley de conservación del momento angular. El disco puede ser extenso verticalmente dando lugar a una estructura de tipo toroidal. Los discos de acrecimiento pueden encontrarse alrededor de agujeros negros, núcleos de galaxias activos o AGN (Active Representación artística de un disco de acrecimiento en Galactic Nuclei) o alrededor de estrellas muy jóvenes en proceso una estrella alimentado por material procedente de su de formación. En este último caso se denominan también discos compañera binaria. circumestelares. Los sistemas planetarios se originan a partir de discos de este tipo mediante fenómenos de acrecimiento (o agregación) de las partículas originarias, hasta formar los planetas, satélites y los cuerpos menores del sistema. Cuando se deja caer miel lentamente, desde un envase, se crea una especie de disco de acrecimiento entre la tierra y la miel del envase, debido a la gravedad. Esto es, básicamente, un disco de acrecimiento, ya que se forma con principios similares, en cuestiones gravitatorias. Podría decirse que, en la tierra, la consistencia de la miel (y líquidos similares) poseen un comportamiento similar al de la masa estelar que compone un disco de acrecimiento, el cual está hecho del plasma que compone las estrellas. Una estrella u otro astro situado en un sistema binario puede también formar un disco de acrecimiento robando materia de las capas exteriores de su compañera. Esta materia forma un anillo en torno a la estrella captora, pudiendo llegar a caer sobre la superficie de la misma tras describir una trayectoria en espiral. Debido a las enormes velocidades que alcanza la materia en dicha caída se observa una fuerte emisión de rayos X, que ha servido para detectar objetos que no emiten radiación por sí solos, como es el caso de las estrellas de neutrones o los agujeros negros. Estos sistemas binarios se conocen como binarias de rayos X. El disco es una estructura común en el universo. Tanto galaxias como estrellas se han formado a la vez en discos de acrecimiento de muy diferentes dimensiones. El motivo que origina tan comunes estructuras a partir de informes nubes de gas es sencillo. Casi toda masa de gas posee un cierto momento angular, una mínima cantidad de rotación.
- 13. Proceso de formación de estrellas 11 Es decir, las inmensas nubes que se colapsan formando estas estructuras giran inicialmente, aunque sea muy lentamente. El sistema de gas en rotación se mantiene en un delicado equilibrio que se puede romper debido, p.ej., a la onda de presión de una supernova o a que alcanza una cantidad de masa crítica. Cuando sobreviene la inestabilidad y la nube se comprime por el efecto creciente de la gravedad ésta empieza a experimentar ciertos cambios que la conducirán a formar un disco. Al comprimirse la nube gira más deprisa por conservación del momento angular. Pero este giro solo ocurre a lo largo de su plano de giro. En las zonas de mayor rotación la fuerza centrífuga adquiere cada vez mayor intensidad. Esta asimetría cada vez más acusada es la que, poco a poco, acaba por dar forma al disco. Las regiones suprayacentes y subyacentes al plano de giro, es decir los polos, caen libres a gran velocidad mientras que el gas que gira a lo largo de dicho plano se ve muy frenado por la creciente fuerza centrífuga. Así pues, la acción combinada de rotación y gravedad es la que, al final, dará la característica forma de disco. Los discos de acrecimiento más activos presentan fuertes chorros de emisión de material a lo largo del eje de rotación. Este fenómeno se denomina comúnmente difusión ambipolar. La estructura y naturaleza de los mecanismos de emisión en chorro no se conocen con precisión aunque se cree que tienen que ver con la presencia de un fuerte campo magnético. El material central fuertemente ionizado escupe una parte de sí a través de las líneas de campo que actúan a modo de guías. Discos de acrecimiento alrededor de estrellas jóvenes La formación de una estrella a partir de una nube de gas molecular es un proceso que transcurre en escalas de tiempo de 105-106 años. Como el momento angular ha de ser conservado, la mayor parte del material cae inicialmente sobre un disco de acrecimiento que lentamente va acumulándose sobre la estrella central. El momento angular es redistribuido hacia las regiones exteriores del disco, es decir, la mayor parte de la masa acreta sobre la estrella central mientras que una pequeña parte del material exterior se extiende alejándose y llevándose el momento angular necesario para producir el acrecimiento interior. Estos discos tienen periodos de vida de 1-10 Myr. Las estrellas jóvenes muestran señales de acrecimiento por medio de excesos de emisión infrarroja (presencia de disco) y ultravioleta (acreción de material). El disco, iluminado y calentado por la estrella central, puede percibirse en algunas imágenes astronómicas en el infrarrojo y en rangos de onda del milimétrico. Los discos que no pueden resolverse ópticamente (extensión espacial inferior a la resolución del instrumento) pueden detectarse por medio de la distribución espectral de energía (SED Spectral Energy Distribution) que presenta un exceso de emisión en el infrarrojo. En caso de ser sistemas múltiples, se ha comprobado que se pueden dar dos configuraciones distintas de discos de acrecimiento: o bien se forma un disco alrededor de cada uno de los componentes del sistema y un disco en común alrededor de todos ellos, o directamente se forma un disco en común alrededor de los componentes del sistema, sin discos "individuales". En estrellas jóvenes pero dentro ya de la secuencia principal y con edades en torno a 100 millones de años se pueden observar discos secundarios de polvo sin restos importantes de gas orbitando la estrella central. Estos discos de segunda generación se formarían a partir de los impactos destructivos entre planetesimales remanentes de la formación planetaria capaces de producir una gran cantidad de polvo.
- 14. Proceso de formación de estrellas 12 Formación de estrellas supermasivas Las etapas del proceso están bien definidas para estrellas cuya masa es aproximadamente igual o menor que la masa del Sol. Para masas mayores, la duración del proceso de formación estelar es comparable a las otras escalas de tiempo de su evolución, mucho más cortas, y el proceso no está tan bien definido. De algún modo se cree que la ignición del hidrógeno empezaría bastante antes de que la estrella llegara a agregar su masa total. Otra gran parte de la masa más exterior sería no solo barrida e impulsada hacia el espacio interestelar sino también fotoionizada por su intensa radiación dando lugar a las regiones HII. Sea como sea la vida de estas estrellas es tan corta, del orden de cientos o incluso decenas de millones de años, que en tiempos cosmológicos ni siquiera existen. Su formación, vida y destrucción son procesos muy dramáticos en los que apenas si hay descanso. Se sabe que la opacidad aumenta con la metalicidad ya que los elementos cuanto más pesados más absorben los fotones. Esto se traduce en un mayor empuje por parte de los vientos estelares de las estrellas supermasivas que, con las metalicidades actuales de la galaxia, no logran concentrar más de 120-200 MSol. Este empuje impide, a partir de cierto punto, que la estrella sigua acretando masa, por eso, las estrellas más pobres en metales pueden llegar a masas mayores. Se cree que las primeras estrellas del universo, muy pobres en metales, se podrían haber formado con masas de varios cientos de masas solares de hidrógeno y helio. Enlaces http://es.wikipedia.org/wiki/Formaci%C3%B3n_estelar http://es.wikipedia.org/wiki/Evoluci%C3%B3n_estelar http://es.wikipedia.org/wiki/Disco_de_acrecimiento http://es.wikipedia.org/wiki/Disco_de_acrecimiento
- 15. Fuentes y contribuyentes del artículo 13 Fuentes y contribuyentes del artículo El Sol Fuente: http://es.wikibooks.org/w/index.php?oldid=192734 Contribuyentes: Abbaaccddc, Alhen, Alma candela, Almorca, Ascánder, Egmontaz, Emijrp, Jarisleif, Javier Carro, Jdiazch, Kazem, MarcoAurelio, Mecamático, Morza, Rutrus, Ruy Pugliesi, Savh, Tegel, 37 ediciones anónimas Celestia Fuente: http://es.wikibooks.org/w/index.php?oldid=172315 Contribuyentes: MarcoAurelio, Morpheus 0 Proceso de formación de estrellas Fuente: http://es.wikibooks.org/w/index.php?oldid=168202 Contribuyentes: Morpheus 0
- 16. Fuentes de imagen, Licencias y contribuyentes 14 Fuentes de imagen, Licencias y contribuyentes Archivo:Sun in X-Ray.png Fuente: http://es.wikibooks.org/w/index.php?title=Archivo:Sun_in_X-Ray.png Licencia: Public Domain Contribuyentes: NASA Goddard Laboratory for Atmospheres Image:Solar system scale.jpg Fuente: http://es.wikibooks.org/w/index.php?title=Archivo:Solar_system_scale.jpg Licencia: Public Domain Contribuyentes: Lunar and Planetary Laboratory Archivo:Sunspot.gif Fuente: http://es.wikibooks.org/w/index.php?title=Archivo:Sunspot.gif Licencia: Public Domain Contribuyentes: Original uploader was Ascánder at es.wikibooks Archivo:Sunspot_TRACE.jpeg Fuente: http://es.wikibooks.org/w/index.php?title=Archivo:Sunspot_TRACE.jpeg Licencia: Public Domain Contribuyentes: ComputerHotline, Denniss, Julia W, Neukoln, Newone, Pmsyyz, Rainald62, Sebman81, Wildfeuer, Xgarciaf, Yann, 2 ediciones anónimas Archivo:Solar_eclips_1999_4.jpg Fuente: http://es.wikibooks.org/w/index.php?title=Archivo:Solar_eclips_1999_4.jpg Licencia: Creative Commons Attribution-ShareAlike 3.0 Unported Contribuyentes: Luc Viatour Archivo:Aurora1.jpg Fuente: http://es.wikibooks.org/w/index.php?title=Archivo:Aurora1.jpg Licencia: Public Domain Contribuyentes: Boivie, ComputerHotline, Isaenforcer, Jin Man Choi, Nordelch, Saperaud, 2 ediciones anónimas Archivo:Celestia_jupiter.jpg Fuente: http://es.wikibooks.org/w/index.php?title=Archivo:Celestia_jupiter.jpg Licencia: desconocido Contribuyentes: NikoLang Image:Accretion disk.jpg Fuente: http://es.wikibooks.org/w/index.php?title=Archivo:Accretion_disk.jpg Licencia: Public domain Contribuyentes: 84user, Bebenko, Dcljr, Saperaud, 6 ediciones anónimas
- 17. Licencia 15 Licencia Creative Commons Attribution-Share Alike 3.0 Unported //creativecommons.org/licenses/by-sa/3.0/