Protoestrellas y Acreción
Una protoestrella es el núcleo caliente y en crecimiento en el centro de una nube en colapso; adquiere la mayor parte de su masa por acreción antes de contraerse a lo largo de una trayectoria de pre-secuencia principal para iniciar la fusión de hidrógeno.
Definition
Una protoestrella es una estrella en formación que todavía está ganando la mayor parte de su masa por acreción de su envoltura y disco circundantes, antes de que se asiente en la secuencia principal y comience la quema constante de hidrógeno.
Scope
El tema abarca la fase protoestelar desde la formación de un núcleo hidrostático a través de la fase principal de acreción, la clasificación observacional de objetos estelares jóvenes por sus distribuciones de energía espectral infrarroja, la luminosidad de acreción que alimenta las protoestrellas incrustadas, y la subsiguiente contracción de pre-secuencia principal a lo largo de las trayectorias de Hayashi y Henyey.
Core questions
- ¿Cómo se forma y crece una protoestrella?
- ¿De dónde obtiene su luminosidad una protoestrella joven?
- ¿Cómo se clasifican los objetos estelares jóvenes?
- ¿Qué trayectoria sigue una estrella de pre-secuencia principal hasta la secuencia principal?
Key concepts
- núcleo protoestelar
- luminosidad de acreción
- clases de objetos estelares jóvenes
- estrella T Tauri
- trayectoria de Hayashi
- trayectoria de Henyey
- quema de deuterio
Key theories
- Crecimiento protoestelar impulsado por acreción
- Después de que un núcleo en colapso forma una pequeña protoestrella hidrostática, el objeto crece al acumular material que cae; la energía gravitacional liberada cuando el gas golpea la protoestrella proporciona su luminosidad de acreción, que domina la producción de estrellas jóvenes profundamente incrustadas.
- Contracción de pre-secuencia principal
- Una vez que termina la acreción, la estrella de pre-secuencia principal se contrae y desciende por una trayectoria de Hayashi casi vertical mientras es completamente convectiva, luego se mueve a lo largo de la trayectoria de Henyey a medida que se desarrolla un núcleo radiativo, hasta que las temperaturas centrales aumentan lo suficiente como para iniciar la fusión de hidrógeno en la secuencia principal.
Mechanisms
El material de la nube que cae se acumula en un núcleo hidrostático central, liberando energía gravitacional como luminosidad de acreción que calienta el polvo circundante y emite en el infrarrojo. A medida que la acreción disminuye, la estrella de pre-secuencia principal revelada, sostenida por una lenta contracción gravitacional y una breve quema de deuterio, se contrae y calienta hasta que comienza la fusión de hidrógeno.
Clinical relevance
Las fases protoestelar y de pre-secuencia principal determinan las masas finales de las estrellas, las escalas de tiempo durante las cuales existen los discos de formación planetaria y las firmas observables, incluidos los excesos infrarrojos y la actividad de acreción, utilizadas para identificar y datar las estrellas más jóvenes en las regiones de formación estelar.
History
Hayashi demostró en 1961 que las estrellas en contracción totalmente convectivas siguen trayectorias casi verticales, la trayectoria de Henyey describió la fase radiativa posterior, y el modelo estándar de acreción del crecimiento protoestelar se desarrolló y sintetizó con observaciones de objetos estelares jóvenes en la década de 1980.
Key figures
- Chushiro Hayashi
- Frank Shu
- Louis Henyey
- Steven Stahler
Related topics
Seminal works
- shu1987
- hayashi1961
Frequently asked questions
- ¿Por qué las protoestrellas son tan difíciles de ver directamente?
- Las protoestrellas jóvenes están enterradas profundamente dentro de envolturas polvorientas en colapso que absorben su luz visible y ultravioleta y la reemiten en el infrarrojo, por lo que se estudian principalmente en longitudes de onda infrarrojas y milimétricas que pueden penetrar el polvo circundante.
- ¿Es una protoestrella ya una estrella real?
- No del todo: una protoestrella se sostiene por contracción gravitacional y energía de acreción en lugar de por una fusión de hidrógeno sostenida en su núcleo; se convierte en una verdadera estrella de secuencia principal solo una vez que está lo suficientemente caliente en su interior como para fusionar hidrógeno de manera constante.