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.