Sobre Formación Estelar (baja masa) II. Nubes moleculares.

 Vamos a continuar hablando de la formación estelar de estrellas de baja masa. En la anterior entrada, vimos algunos de los conceptos iniciales sobre las regiones de formación estelar.

Vuelvo a incluir la imagen 1 para que sea más cómodo.

Imagen 1.

Ahora, sigamos donde lo dejamos en la entrada anterior...

Núcleos moleculares (molecular cores).

 Para hacernos una idea de cómo son las estructuras que se forman en las nubes moleculares, lo mejor es recurrir a las simulaciones numéricas, en concreto a las simulaciones del Dr. Matthew Bate, un astrofísico de la Universidad de Exeter que lleva bastantes años tratando de aprender cómo evoluciona la formación de las estrellas desde un punto de vista global (una nube y toda la formanción estelar que se produce), así como la evolución de menos objetos (una sola estrella), para distinguir las etapas de la evolución de los objetos jóvenes. (Just in case you see this, thanks Dr. Bate for allowing the use of your videos :) ).

 En el vídeo anterior podemos ver un ejemplo de una de las simulaciones del Dr. Bate (la web del vídeo http://www.astro.ex.ac.uk/people/mbate/Cluster/Cluster500RT/Cluster500RT_D_Final.mov). Da información sobre la densidad (de columna) de una región de formación estelar, cuya masa es 500 masas solares: rojo, baja densidad, amarillo, mayor. Este vídeo nos permite ver cómo se van formando filamentos en las nubes moleculares, y posteriormente estrellas jóvenes, a través del acrecimiento de masa.

 Este vídeo es la misma simulación, pero codificada en temperaturas (azul, frío, temperatura del polvo, y amarillo-blanco, temperaturas de objetos estelares jóvenes). La web del vídeo http://www.astro.ex.ac.uk/people/mbate/Cluster/Cluster500RT/Cluster500RT_T_Final.mov. En este vídeo podemos apreciar mejor la formación de sistemas estelares múltiples (dos o más estrellas ligadas gravitatoriamente que se orbitan unas a otras).

  Las ideas más importantes a destacar de estos vídeos son que las nubes de formación estelar no son homogéneas ni en temperaturas ni en densidad; lo cual nos lleva a retomar el hilo de la entrada anterior donde lo habíamos dejado.
  
 Estábamos comentando que hay zonas de las nubes moleculares que poseen temperaturas más bajas y por tanto, mayor densidad. Un fenómeno muy importante en estas zonas, es que las capas más externas de las nubes sirven de escudo a las capas más interiores absorbiendo la radiación que llega del exterior. Además hay un fenómeno que les permite reducir más su temperatura, es el efecto de enfriamiento (entre otros).

  Los hielos que rodean los granos de polvo interestelar, absorben la radiación que llega a ellos (la parte azul del espectro, sobre todo el ultravioleta) y la emiten en el infrarrojo, longitud de onda en la cual las nubes densas son transparentes. Un ejemplo de este fenómeno es la siguiente imagen, perteneciente al archivo de ESO (European Southern Observatory), en la que podemos ver a la nube oscura Barnard 68 a diferentes longitudes de onda. A medida que nos desplazamos en longitud de onda a ondas más largas, vemos que van apareciendo las estrellas que hay por detrás de la nube.

Imagen 2. Imágenes a distintas longitudes de onda de la nube B68, que es oscura a longitudes de onda en el visible, va volviéndose más transparente a medida que es observada a  longitudes de onda más largas (infrarrojo), permitiendo que se vean las estrellas que están detrás de ellas. (la web de ESO en la que está la imagen http://www.eso.org/public/images/eso9934b/).

 Se tiene entonces que se favorece el que se mantengan temperaturas bajas gracias a que se escude la radiación y a la re-emisión en el infrarrojo y ondas más largas. Esto favorece el aumento de la densidad. 

 Por petición popular, voy a intentar hacer entradas más pequeñas, para que sea poco a poco, así que en la siguiente, veremos el colapso.

Sobre Formación Estelar (baja masa) I. Introducción y Nubes Moleculares.

Como primera entrada oficiosa, he decidido hablar sobre el tema al que me he dedicado estos dos últimos años, que es el que más me gusta, cediendo un poco a la nostalgia: la formación de estrellas de baja masa. 

Y vosotros diréis "¿Baja masa?". Si. En formación estelar se distingue entre estrellas de alta masa y estrellas de baja masa. También están las estrellas de muy alta masa, pero esas son otro cantar. Antes debo explicar una cosa para que no nos perdamos (tengo pensado hacer una entrada de Conceptos Fundamentales, pero lo dicho, la nostalgia me pudo y por eso tendré que hacer paradas para explicar términos o justificar su uso).

En cualquier Ciencia, sobre todo cuando los objetos de estudio son muchos, una de las primeras tareas que se lleva a cabo es la clasificación. Un ejemplo muy claro, es la clasificación que se hace en Biología con animales y plantas; hay órdenes, superórdenes, especies, razas, etc. ¿Por qué se hace ésto? Cuando te enfrentas a que lo que estás estudiando está compuesto por muchas cosas, en las que ves diferencias e igualdades, buscas las propiedades que comparten, haciendo grupos, y las clasificas. Estas primeras clasificaciones pueden ser más bien genéricas, quizás cada grupo posea varias propiedades características y no una sola (que sería lo deseable), por eso uno se encuentra muchas veces con múltiples clasificaciones. Unas serán complementarias (puedes usar varias a la vez), y otras, excluyentes (o lo clasificas de una forma, o de otra). Por eso se deben estudiar a fondo las propiedades y conseguir unificar las clasificaciones, sistematizarlas. Las clasificaciones deben responder a las propiedades físicas de lo que estudias (ser objetivas), y no al punto de vista del observador (subjetivas).

¿Para qué he soltado este rollo que no parece venir a cuento? Todos los cuerpos emiten radiación (luz-fotones). A esa radiación se le asocia una longitud de onda/frecuencia (ondas de radio, microondas, infrarrojo, visible, ultravioleta, rayos X, rayos gamma) y por tanto, una energía/temperatura (en la clasificación anterior, de menor energía/temperatura a mayor). Los "objetos astrofísicos" (una forma un poco rara de englobar cosas como estrellas, estrellas de neutrones, galaxias, quasars, el Universo mismo, y un largo etcétera) no son una excepción.

La primera clasificación que se aplica a las estrellas, usa dicha temperatura (la temperatura a la que emite mayoritariamente la superficie del objeto; todos los objetos emiten en un cierto rango de temperaturas, con excepción de los objetos con propiedades laser, que sólo emiten a una por definición). Más exactamente, debido a que en las estrellas, masa y temperatura (superficial) son perfectamente equivalentes, se ha creado una clasificación a partir de ellas (de la que hablaré cuando haga la sección de Conceptos Fundamentales). La unidad de masa es la masa del Sol, y la de temperatura, el Kelvin.

Para el caso de las estrellas jóvenes, la clasificación que se hace es:

• Baja masa: De 0.8 hasta 2 masas solares. Se denominan T Tauri.
• Alta masa: De 2 a 8 masas solares. Son conocidas como Herbig Ae/Be.

(Como supondréis, hay objetos de menor y de mayor masa, pero ahora no los tendremos en cuenta.)

 Esta clasificación para las estrellas jóvenes no es estricta, las estrellas que están cerca de los límites poseen características intermedias. Las características de ambos tipos son, grosso modo: 

• T Tauris: mayor cantidad de estrellas de este tipo, y de objetos poco masivos, en las zonas de formación estelar (es más "fácil" generar muchas estrellas de poca masa, que de alta masa); formación de un disco entorno a ellas que se considera el progenitor de los posibles planetas; es un proceso lo bastante "lento" (esto es Astrofísica) como para que mediante la observación podamos estudiar los distintos pasos o procesos que llevan a la formación de una estrella; son las mejor estudiadas. Por su masa, el Sol fue una T Tauri.
• Herbigs: Son menos numerosas que el anterior tipo y, junto con que es un proceso comparativamente más rápido que el anterior, se sabe mucho menos sobre ellas. Un dato a tener en cuenta, es que a medida que una estrella es más masiva, su vida es más corta. Esto dificulta la formación planetaria: los planetas que se forman más "rápido", los gigantes gaseosos y de hielo, tardan unos millones de años en formarse, que es un periodo de tiempo comparable a la esperanza de vida de estas estrellas. Además, debido a la fuerza que ejerce la radiación de la estrella (la presión de radiación), el disco es barrido, evitando así que evolucione hasta formar planetas.

 Dicho todo esto, que ya es mucho, paso ya a contar cómo se forman las estrellas de baja masa :)

Érase una vez...

Os pongo ahora un dibujo orientativo de los distintos pasos (no es una clasificación rigurosa; las hay rigurosas, pero requieren un mayor nivel técnico/matemático del que deseo) que se suceden para la formación estelar. En los siguientes apartados, que se deben pensar como pasos evolutivos (un eje cronológico), iré explicando las imágenes cuando toque.
    

Imagen 1. Pasos de la formación estelar.

Nubes moleculares.

Las nubes moleculares son los objetos dentro de los cuales se forman las estrellas. Como su propio nombre indica, son enormes zonas de las galaxias en las que uno se encuentra aglomeraciones de gas y polvo (que no es el mismo polvo que nos encontramos por casa, ¿eh?). Son objetos principalmente planos con masas del orden de 10^3-10^4 masas solares, con tamaños de 2-15 pc (parsecs, 1 pc=3.26 años luz),y temperaturas medias de 10-20 K. En resumidas cuentas, son objetos que poseen gran masa, pero extendidos a lo largo de grandes extensiones de espacio (densidades relativamente bajas), y muy fríos (la temperatura del "espacio vacío", la del fondo de radiación cósmica, es de 2.7 K). En la imagen 1, las nubes moleculares están formadas por cosas como la cosa verde de la viñeta a).

Las siguientes imágenes nos muestran un ejemplos de nubes moleculares (el fondo del blog también es un zoom de una nube molecular, Orión):

Imagen 2. Gas Pillars in the Eagle Nebula (M16): Pillars of Creation in a Star-Forming Region. HST.

Imagen 3. Hubble's Sharpest View of the Orion Nebula. HST.

Imagen 4. Hubble Captures View of 'Mystic Mountain'. HST.

Imagen 5. 30 Doradus in Ultraviolet, Visible, and Red Light. HST.

Todas estas imágenes han sido bajadas del archivo del Hubble Space Telescope. En su galería de imágenes podéis encontrar una cantidad ingente de imágenes de nubes moleculares, pero os recomiendo que no os quedéis sólo en eso y que, un día que tengáis un rato, os maravilléis con las vistas del Universo que este gran (no por tamaño, si no por grandeza) telescopio sigue ofreciéndonos día a día. ¿A que ya no hay tantas dudas del porqué de mi dedicación a esta Ciencia? :)

En Astrofísica, cuando uno habla de gas, se refiere a hidrógeno (del orden del 94-95% de la materia habitual del Universo se presenta en forma de hidrógeno), helio (5%) y otros gases atómicos y moleculares (H2, H2O, CO2, NH3, formaldehído y muchísimos más, que por ser menos abundantes, los Astrofísicos reunimos, junto con el resto de elementos químicos, en un mismo saco bajo el misterioso nombre de metalicidad).

Y ¿qué es el polvo? El polvo (interestelar) son pequeños granos, menores que un grano de arena, formados por compuestos de silicio (silicatos), que se suponen rodeados de hielos (si la temperatura del medio lo permite, claro), como podemos ver en la Imagen 5:

Imagen 5. Grano de polvo con hielos alrededor.

 Este esquema se corresponde con las teorías actuales más aceptadas.

 Ya sabemos las propiedades físicas y composición de las nubes, pero ¿qué tiene eso que ver con la formación estelar? Ya hace tiempo que se comprobó que en las nubes moleculares, los gases y el polvo no están distribuídos de forma homogénea, unas veces hay regiones más densas, y otras, menos densas. Justamente esas regiones de mayor densidad son las que poseen temperaturas más bajas (si tenemos un globo hinchado y lo enfriamos, disminuye su tamaño; los gases fríos tienen mayor densidad). Tendremos entonces zonas en las que la densidad será lo bastante "alta" como para que sus alrededores "noten" su gravedad, con lo que atraerán más materia hacia ellas (En la Imagen 1 a), las cosas negras dentro de la cosa verde). Comienza el colapso que tendrá como producto final (si la situación es adecuada) una estrella.

Pero en realidad, estoy adelantando acontecimientos. Esto último forma parte de la siguiente entrada, en la que veremos los núcleos moleculares y el colapso, entre otras cosas...

Continuará...


* Siento lo de los subíndices de los compuestos químicos, y los superíndices en las potencias, no tengo ni idea de cómo se ponen en esta cosa. ¿Ideas? ¿Sugerencias?  
** Si hay dudas o comentarios (constructivos), serán bien recibidos. Si en un futuro hiciese modificaciones importantes de contenido, avisaría.

Inaugurando...

Esta primera entrada no va sobre Astrofísica. Al menos no literalmente. Más bien quiero explicar el porqué del blog de una forma un poco más extensa, y con apartados, que en la cosa esa del lateral derecho de la pantalla :)

Hay dos motivos principales:

1. La Astrofísica, cualquier área del conocimiento en general, está pasando por un momento duro (grave, incluso, en el caso de España) y creo que, más que nunca, requiere su difusión. Carl Sagan fue un pionero en lo que se refiere a la divulgación de los misterios del Universo (algo tan grande se merece mayúsculas) y dejó un hueco enorme... La Ciencia está al servicio de la Humanidad, y por eso ésta debe conocerla. Aunque no haya más "Carl Sagan"s, entre todos deberíamos extender el Conocimiento. Espero conseguir que esto sea al menos una molécula de agua en todo un océano.