A Formacion Estelar

A FORMACIÓN ESTELAR A formación estelar é o proceso polo cal grandes masas de gas que se atopan en galaxias formando extensas nubes moleculares transfórmanse en estrelas. Estas nubes moleculares poden ir dende 100.000 veces a masa solar, ata unhas poucas. Calcúlase que a masa máxima para unha estrela estaría ao redor de 60 ou 100 MSol. O proceso de formación estelar divídese en dúas fases importantes: un como nube molecular e outro como protoestrela. Nun primeiro momento, a nube colapsa e a radiación escapa libre. Na segunda etapa fórmase un núcleo máis denso e opaco á radiación o cal fai que se quente. Finalmente, a caída de material sobre ese núcleo quenta a súa superficie polo que a protoestrela empeza a emitir radiación. Nube molecular A teoría actual sobre a formación estelar, sostén que a formación estelar dáse nas nubes moleculares xigantes. Estas nubes conteñen, basicamente, hidróxeno molecular H2. Son rexións frías (10-30K) e densas (10³-104 cm3). Debido a algunha clase de desencadeamento, vólvense inestables gravitacionalmente, fragmentándose e colapsando. Os fragmentos teñen tamaños entre decenas e centenares de masas solares. A causa da inestabilidade adoita ser a fronte de choque dalgunha explosión de supernova ou o paso da nube por unha rexión densa, como os brazos espirais. Tamén pode ocorrer que unha nube suficientemente masiva e fría colapse por si mesma. Sexa como sexa, o resultado sempre é unha rexión colapsante en caída libre. Esa rexión é inicialmente transparente á radiación.. Toda a enerxía gravitatoria emitirase en forma de radiación infravermella. Por outra banda, o centro da rexión contraerase máis rápido que o gas exterior por ter o primeiro maior densidade. Así, diferenciarase un núcleo máis denso chamado protoestrela. Protoestrela A masa, inicialmente homoxénea, acaba por formar unha esfera de gas no centro. Esta esfera contráese máis rápido diferenciándose do resto da nube. Esta estrutura é o embrión estelar denominado protoestrela. A pesar da compresión do gas a súa densidade é, aínda, demasiado baixa e a radiación segue escapando libremente. Por iso, a esfera apenas aumenta a súa temperatura ate ao cabo duns centos de miles de anos. O corpo entón tórnase opaco á radiación e empeza a quentarse mentres se contrae. De feito, a metade da enerxía gravitatoria perdida no colapso segue radiándose pero a outra metade xa se encarga de quentar a protoestrela. A temperatura aumenta ata que a presión da esfera compensa a atracción gravitatoria desta. Estabilízase, así, un núcleo do tamaño de Xúpiter, aproximadamente, ao cal se lle vai agregando

máis e máis materia procedente da nube circundante que cae máis lentamente. Ao engadirse máis masa o núcleo compénsao compactándose aínda máis. O proceso prosegue até chegar a uns 2.000 graos momento no cal as moléculas de hidróxeno se disocian no núcleo. Agora a crecente enerxía gravitatoria invístese en transformar o gas molecular nun gas formado por átomos libres. O núcleo compáctase cada vez máis e a súa radiación cada vez máis intensa excita o denso gas da envoltura que cae sobre el. Agora o medio xa non é transparente á radiación e só apréciase o gas que rodea á protoestrela. Este gas foi conformando, pouco a pouco, un disco debido á rotación inicial da nube orixinaria. O crecemento de materia prosegue, por medio dun disco circumestelar. En devandito disco poden orixinarse planetas e asteroides se a metalicidade é o suficientemente alta. A materia engadida á protoestrela aumenta a masa e, por tanto, a súa gravidade, polo que esta reacciona comprimíndose máis, aumentando así a súa temperatura. Cando caeu gran parte do gas o medio vólvese transparente á luz da protoestrela que empeza, entón, a ser visible. O núcleo da protoestrela non só acaba por ionizar os seus elementos se non que cando as temperaturas son o suficientemente altas, comeza a fusión do deuterio. A presión de radiación resultante fai máis lento o colapso do material restante pero non o detén. O seu núcleo segue comprimíndose máis e a protoestrela segue crecendo en masa. O proceso segue así ata que se inicia, finalmente, a ignición do hidróxeno ao redor dos 10 millóns de graos. Entón a presión aumenta drasticamente xerando fortes ventos estelares que varren e expulsan o resto do material envolvente. A nova estrela estabilízase en equilibrio hidrostático e entra na secuencia principal na que transcorrerá a maior parte da súa vida. Pero se o corpo está por baixo das 0,08 MSol o proceso abortarase antes de tempo freado pola presión dos electróns dexenerados sen chegar aínda a acender o hidróxeno. O obxecto deterá a súa contracción e arrefriarase nun tempo de Kelvin, uns poucos millóns de anos para converterse, finalmente, nunha anana marrón.

Formación de estrelas supermasivas As etapas do proceso están ben definidas para estrelas cuxa masa é aproximadamente igual ou menor que a masa do Sol. Para masas maiores, a duración do proceso de formación estelar é comparable ás outras escalas de tempo da súa evolución, moito máis curtas, e o proceso non está tan ben definido. Dalgún modo crese que a ignición do hidróxeno empezaría bastante antes de que a estrela chegase a agregar a súa masa total. Sexa como sexa a vida destas estrelas é tan curta, da orde de centos ou mesmo decenas de millóns de anos, que en tempos cosmolóxicos nin sequera existen Sábese que a opacidade aumenta coa metalicidade xa que os elementos canto máis pesados máis absorben os fotóns. Isto tradúcese nun maior empuxe por parte dos ventos estelares das estrelas supermasivas que, coas metalicidades actuais da galaxia,

non logran concentrar máis de 120-200 MSol. Este empuxe impide, a partir de certo punto, que a estrela siga crecendo en masa, por iso, as estrelas máis pobres en metais poden chegar a masas maiores. Crese que as primeiras estrelas do universo, moi pobres en metais, poderíanse formar con masas de varios centos de masas solares de hidróxeno e helio.

Burato negro Un burato negro está limitado por un horizonte de sucesos do que nada pode fuxir, nin sequera a luz, de aí que sexan "negros". A materia atrapada no campo gravitatorio dun burato negro usualmente forma un disco de acreción arredor do horizonte de sucesos, e a materia que disipa o seu momento angular no disco vai caendo no furado. A ergosfera é unha superficie elipsoide que rodea ó horizonte de eventos, da que, en teoría, aínda se pode fuxir. Nela a materia encóntrase xirando ó redor a altísimas velocidades pretas ás da luz. O horizonte de eventos é a superficie que marca o límite dende o que xa non se pode fuxir. A singularidade é un punto ou zona de densidade e gravidade infinitas que se alcanza cun volume nulo e un radio cero. Estes infinitos e ceros o que realmente din é que a relatividade xeral non é axeitada para describilo, e probablemente precisa dunha teoría cuántica da gravidade. Un burato negro pode ser caracterizado ao completo con tres cantidades: masa, carga eléctrica e momento angular. Un furado negro sen carga e sen momento angular é un furado negro de Schwarzschild, namentres que un furado negro rotatorio (con momento angular maior que 0) denomínase furado negro de Kerr e só estes últimos son os que dispoñen de ergosfera. As solucións das ecuacións en ámbolos casos predín a existencia de buratos de verme, que, en teoría, poden ser portas no espazo-tempo que poderían comunicar dous puntos afastados do Universo ou do tempo, aínda que o seu propio 'inventor', Stephen Hawking, renegou recentemente desta idea. Crese que no centro da maioría das galaxias (entre elas a Vía Láctea) hai buratos negros supermasivos, aínda que moitos deles están actualmente inactivos. Segundo Stephen Hawking, a pesar da imposibilidade física de fuxida dun furado negro, estes terminarán evaporándose pola chamada Radiación de Hawking.