Protoestrella

Una protoestrella es una estrella muy joven que todavía está acumulando masa de su nube molecular madre . La fase protoestelar es la más temprana en el proceso de evolución estelar . ^[1] Para una estrella de baja masa (es decir, la del Sol o inferior), dura unos 500.000 años. ^[2] La fase comienza cuando un fragmento de nube molecular colapsa por primera vez bajo la fuerza de la gravedad propia y se forma un núcleo opaco soportado por presión dentro del fragmento que colapsa. Termina cuando el gas que cae se agota, dejando una estrella anterior a la secuencia principal , que se contrae para luego convertirse en una estrella de la secuencia principal al inicio 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. ^[3] En los primeros modelos, el tamaño de las protoestrellas se sobrestimó enormemente. Los cálculos numéricos posteriores ^{[4] [5] [6]} 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 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 chorros se encuentran aproximadamente a 1400 años luz de la Tierra dentro del cúmulo estelar Serpens South. ^[7]

La formación de estrellas comienza en nubes moleculares relativamente pequeñas llamadas núcleos densos. ^[8] 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 autogravedad comienza a superar la presión y comienza el colapso. El modelado teórico de una nube esférica idealizada inicialmente soportada solo por la presión del gas indica que el proceso de colapso se extiende desde el interior hacia el exterior. ^[9] Las observaciones espectroscópicas de núcleos densos que aún no contienen estrellas indican que efectivamente se produce la contracción. Sin embargo, hasta ahora no se ha observado la propagación hacia el exterior prevista de la región del colapso. ^[10]

El gas que colapsa hacia el centro del núcleo denso primero forma una protoestrella de baja masa y luego un disco protoplanetario que orbita el objeto. A medida que continúa el colapso, una cantidad creciente de gas impacta el disco en lugar de la estrella, una consecuencia de la conservación del momento angular . Aún no se comprende exactamente cómo el material en el disco entra en espiral hacia 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 estrella joven anterior a la secuencia principal . ^[11]

Independientemente de los detalles, la superficie exterior de una protoestrella consiste al menos parcialmente en gas impactado que ha caído del borde interior del disco. Por lo tanto, la superficie es 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 está fusionando consigo mismo. La teoría predice, sin embargo, que el isótopo de hidrógeno deuterio 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 previas a la secuencia principal más jóvenes observadas. ^[12]

La energía generada por las estrellas ordinarias proviene de la fusión nuclear que se produce en sus centros. Las protoestrellas también generan energía, pero proviene de la radiación liberada por 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 a 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 de pre-secuencia principal más evolucionadas .

Se predice que la radiación real que emana de una protoestrella se encuentra en los regímenes infrarrojo y milimétrico. Las fuentes puntuales de radiación de longitud de onda tan larga se ven comúnmente en regiones que están oscurecidas por nubes moleculares . Se cree comúnmente que aquellos etiquetados convencionalmente como fuentes de Clase 0 o Clase I son protoestrellas. ^{[13] [14]} Sin embargo, todavía no hay evidencia definitiva para esta identificación.

Clases observadas de estrellas jóvenes.

Clase	emisión máxima	duración (años)
0	submilimétrico	10 4
I	infrarrojo lejano	10 5
II	infrarrojo cercano	10 6
III	visible	10 7 [15]

Galería

Vídeo sobre la protoestrella V1647 Orionis y su emisión de rayos X (2004).

Arrebato de Protostar - HOPS 383 (2015).

Protostar en Herbig-Haro 46/47 .

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

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