Protoestrella

Una protoestrella es una estrella muy joven que aún está acumulando masa de su nube molecular madre. La fase protoestelar es la más temprana en el proceso de evolución estelar. Para una estrella de baja masa (es decir, la del Sol o inferior), dura unos 500.000 años. La fase comienza cuando un fragmento de nube molecular colapsa por primera vez bajo la fuerza de la propia gravedad y se forma un núcleo opaco soportado por presión dentro del fragmento colapsado. Termina cuando se agota el gas que cae, dejando una estrella previa a la secuencia principal, que se contrae para convertirse más tarde en una estrella de secuencia principal al comienzo de la fusión de hidrógeno que produce helio.

Historia

La imagen moderna de las protoestrellas, resumida anteriormente, fue sugerida por primera vez por Chushiro Hayashi en 1966. En los primeros modelos, se sobrestimaba mucho el tamaño de las protoestrellas. Cálculos numéricos posteriores aclararon el problema y mostraron que las protoestrellas son solo modestamente más grandes que las estrellas de la secuencia principal de la misma masa. Este resultado teórico básico ha sido confirmado por las observaciones, que encuentran que las estrellas más grandes antes de la secuencia principal también son de tamaño modesto.

Evolución protoestelar

La estrella infantil CARMA-7 y sus jets se encuentran aproximadamente 1400 años luz de la Tierra dentro del grupo de estrellas Serpens Sur.

La formación de estrellas comienza en nubes moleculares relativamente pequeñas llamadas núcleos densos. Cada núcleo denso está inicialmente en equilibrio entre la gravedad propia, que tiende a comprimir el objeto, y la presión del gas y la presión magnética, que tienden a inflarlo. A medida que el núcleo denso acumula masa de su nube circundante más grande, la gravedad propia comienza a superar la presión y comienza el colapso. El modelado teórico de una nube esférica idealizada inicialmente sostenida solo por la presión del gas indica que el proceso de colapso se extiende desde el interior hacia el exterior. Las observaciones espectroscópicas de núcleos densos que aún no contienen estrellas indican que efectivamente se produce una contracción. Sin embargo, hasta el momento no se ha observado la expansión hacia el exterior pronosticada de la región del colapso.

Ilustración de la dinámica de un proplyd

El gas que colapsa hacia el centro del núcleo denso primero construye una protoestrella de baja masa y luego un disco protoplanetario que orbita alrededor del objeto. A medida que continúa el colapso, una cantidad cada vez mayor de gas impacta el disco en lugar de la estrella, como consecuencia de la conservación del momento angular. Aún no se comprende exactamente cómo el material en el disco gira en espiral hacia el interior de la protoestrella, a pesar de un gran esfuerzo teórico. Este problema es ilustrativo del tema más amplio de la teoría del disco de acreción, que juega un papel en gran parte de la astrofísica.

HBC 1 es una joven estrella pre-manteniente.

Independientemente de los detalles, la superficie exterior de una protoestrella se compone, al menos parcialmente, de gas impactado que ha caído desde el borde interior del disco. La superficie es, por lo tanto, muy diferente de la fotosfera relativamente inactiva de una estrella anterior a la secuencia principal o de la secuencia principal. Dentro de su interior profundo, la protoestrella tiene una temperatura más baja que una estrella ordinaria. En su centro, el hidrógeno-1 aún no se fusiona consigo mismo. La teoría predice, sin embargo, que el isótopo de hidrógeno deuterio (hidrógeno-2) se fusiona con hidrógeno-1, creando helio-3. El calor de esta reacción de fusión tiende a inflar la protoestrella y, por lo tanto, ayuda a determinar el tamaño de las estrellas más jóvenes observadas antes de la secuencia principal.

La energía generada por las estrellas ordinarias proviene de la fusión nuclear que ocurre en sus centros. Las protoestrellas también generan energía, pero proviene de la radiación liberada en los choques en su superficie y en la superficie del disco circundante. La radiación así creada debe atravesar el polvo interestelar en el núcleo denso circundante. El polvo absorbe todos los fotones que inciden y los vuelve a irradiar en longitudes de onda más largas. En consecuencia, una protoestrella no es detectable en longitudes de onda ópticas y no se puede colocar en el diagrama de Hertzsprung-Russell, a diferencia de las estrellas anteriores a la secuencia principal más evolucionadas.

Se predice que la radiación real que emana de una protoestrella estará en los regímenes infrarrojo y milimétrico. Las fuentes puntuales de tal radiación de longitud de onda larga se ven comúnmente en regiones que están oscurecidas por nubes moleculares. Se cree comúnmente que las que se etiquetan convencionalmente como fuentes de Clase 0 o Clase I son protoestrellas. Sin embargo, todavía no hay evidencia definitiva para esta identificación.

Clases observadas de estrellas jóvenes

Galería

Video sobre el protostar V1647 Orionis y su emisión de rayos X (2004).

Outburst Protostar - HOPS 383 (2015).

Protostar en Herbig-Haro 46/47.

Una protoestrella dentro de un glóbulo Bok (Imagen del artista).

Grupo estelar RCW 38, alrededor de la joven estrella IRS2, un sistema de dos estrellas masivas y protoestrellas.

Estructuras de polvo formando alrededor de una protoestrella (en la línea rosa central) en nebula L1527 (2022).