NACIMIENTO DE ESTRELLAS

LAS ESTRELLAS  

CAPITULO I

CAPITULO II

CAPITULO III

CAPITULO IV

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La formación estelar es el proceso por el cual grandes masas de gas que se encuentran en galaxias formando extensasnubes 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 M_Sol 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 M_Sol. El proceso de formación estelar se divide en dos fases: (1) nube molecular, y (2) protoestrella.

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 molecularH₂ (90%) y helio (9%), mientras que la abundancia de otros elementos depende fundamentalmente de la historia de nube, como por ejemplo la explosión de alguna supernova en las cercanías de la nube. Son regiones frías (10-30 K) y densas (10³-10⁴ cm^-3) con dimensiones que varían 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 formación estelar. La mayor fuente de información acerca de las nubes moleculares proviene del análisis de líneas de emisión de moléculas 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 frías.

Cuanto más grande es la nube molecular más corta es su vida. Esto se debe a que en el interior de las nubes moleculares más grandes se forma estrellas de tipo O y B que emiten fotones de alta energía que destruyen las moléculas.

Se puede describir aproximadamente la compleja estructura de las nubes moleculares en términos de nubes, clumps y núcleos (cores) protoestelares. Los clumps representan las estructuras dentro de las cuales se forman los cumulos estelares, mientras que los cores protoestelares representan las estructuras más pequeñas dentro de las cuales se forman estrellas individuales o grupos de estrellas. Estas últimas estructuras se forman por la fragmentación de los clumps.

Aún hoy en día no se entiende completamente cómo se forman las estrellas debido al colapso de densos núcleos de gas. ^{[cita requerida]}

Debido a alguna clase de desencadenante, estos núcleos 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.

ENGLISH

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Star formation is the process by which large masses of gas in galaxies that are forming molecular extensasnubes become stars . These molecular clouds can range from 100,000 solar masses just a few . Formation models provide a lower limit of 0.08 MSOL well known to ignite hydrogen . By contrast , the upper limit is much more diffuse and is determined by a set of factors that hinder the process , the increasing centrifugal force to leave compressing the cloud magnetic fields growing with increasing speed of the charged particles and solar winds intense that arise when you start to stabilize the stellar embryo . As a result, it is estimated that the maximum mass for a star would be around 60 or 100 MSOL . The star formation process is divided into two phases: ( 1) molecular cloud, and (2) protostar .

Molecular Cloud

Current star formation theory argues that star formation occurs in giant molecular clouds . These clouds contain basically molecularH2 hydrogen (90 % ) and helium ( 9 % ), whereas the abundance of other elements depends mainly on the history of cloud , such as the explosion of a supernova in the vicinity of the cloud. They are cold regions (10-30 K ) and particles ( 103-104 cm-3) with dimensions ranging from 10 to 100 parsecs . Molecular clouds are not uniform structures and the gas and dust within them is distributed along filamentous structures with complex high density areas correspond to regions of star formation. The best source of information about molecular clouds comes from the analysis of emission lines of molecules such as CO , CS or NH3, although the major constituent of the clouds is H2 . This is due to the high temperatures required to excite the molecular (~ 510K ) , while clouds are very cold .

The largest is the shortest molecular cloud is your life. This is because inside the larger molecular clouds star type O and B that emit high energy photons which form the molecules are destroyed .

You can describe about the complex structure of molecular clouds in terms of clouds, clumps and cores ( cores) protostellar . The clumps represent the structures within which stellar clusters are formed, while protostellar cores represent smaller structures within which individual stars or groups of stars form . These latter structures are formed by the fragmentation of clumps .

Even today not fully understand how the stars due to the collapse of dense cores of gas are formed. [citation needed]

Because some kind of trigger, these cores become gravitationally unstable , fragmenting and collapsing . The fragments can range from tens to hundreds of solar masses. The cause of instability is usually the shock front of a supernova explosion or the passage of a dense cloud region, such as the spiral arms. It can also happen that a sufficiently massive collapsing cold cloud itself . Either way , the result is always a region collapsing in free fall. This region is initially transparent to radiation so that it will be virtually isothermal compression . All gravitational energy will be emitted as infrared radiation. Moreover, the center of the region will shrink faster than the surrounding gas by having the first higher density. Thus, a more dense core called protostar differ .