Tradicionalmente, la formación de estrellas ha sido difícil de estudiar, ya que tiene lugar dentro de densas nubes de polvo. Sin embargo, la observación del infrarrojo lejano y de la radiación submilimétrica que sale de las nubes moleculares permiten que los datos se recogan de los objetos pre-estelares, incluso si ellos no pueden verse directamente. Estos datos se extraen del análisis espectroscópico – donde las llíneas espectrales del monóxido de carbono son particularmente útiles en la determinación de la temperatura, la densidad y la dinámica de los objetos pre-estelares.
El Infrarrojo lejano y la radiación submilimétrica pueden ser absorbidas por el vapor de agua en la atmósfera terrestre, por lo que la astronomía en estas longitudes de onda es difícil de lograr desde el nivel del mar -, pero relativamente fácil en la baja humedad de los lugares de gran altitud, como el Observatorio de Mauna Kea en Hawai.
El astrónomo R. J Simpson junto a otros colegas realizó un estudio sub-milimétrico de la nube molecular L1688 en Ofiuco, sobre todo en busca de núcleos proto-estelares con picos azules doble asimétricos (BAD) - que indican que un núcleo está experimentando las primeras etapas del colapso gravitacional para formar una protoestrella. Un pico BAD se identifica mediante estimaciones Doppler de los gradientes de velocidad del gas a través de un objeto. Todo esto se realiza mediante el Telescopio James Clerk Maxwell , en Mauna Kea, con los instrumentos ACSIS(Auto-Correlation Spectral Imaging System) y HARP(Heterodyne Array Receiver Programme) .
la imágen muestra la compleja nube Rho Ophiuchi,dentro de la cual se localiza la nube L1688 una región activa de formación de estrellas. Crédito .NASA.
la imágen muestra a los núcleos proto-estelares de la nube L1688 en Ophiuchus con la señal de picos azules doble asimétricos (BAD) indicándo gas cayéndo debido al colápso gravitacional se localizan todos hacia el lado derecho de la línea de inestabilidad de Jeans el gráfico ayuda a que el camino evolucionario de los núcleos proto-estelares sea estimado.Crédito:R.J. Simpson.
La física de la formación de las estrellas no se entiende completamente. Pero, presumiblemente debido a una combinación de fuerzas electrostáticas y la turbulencia dentro de una nube molecular,las moléculas comienzan a agruparse en trozos tal vez fundiéndose con trozos adyacentes hasta que haya una colección de material lo suficientemente sustancial como para generar su propia gravedad.
Desde este punto, un equilibrio hidrostático se establece entre la gravedad y la presión del gas del objeto pre-estelar – aunque a medida que la materia se acreciona, la gravedad se auto-incrementa. Los objetos pueden ser sostenidos dentro del rango de la masa Bonnor-Ebert - donde los objetos más masivos en este rango son los más pequeños y más densos . Pero a medida que la masa sigue creciendo, el límite de inestabilidad de Jeans se alcanza cuando la presión del gas ya no puede soportar el colapso gravitacional y la materia colápsa para crear un núcleo denso y caliente proto-estelar.
Cuando la temperatura del núcleo alcanza 2.000 grados Kelvin, el H2 y otras moléculas se disocian para formar un plasma caliente. El núcleo no es todavía lo suficientemente caliente como para impulsar la fusión, sino que se irradia su calor - estableciéndose un nuevo equilibrio hidrostático entre la radiación térmica hacia el exterior y la atracción gravitatoria hacia el interior. En este punto, el objeto es ahora oficialmente una protoestrella .
Siendo ahora un centro importante de masa, la protoestrella es probable que arrástre un disco de acreción circunestelar alrededor de ella. Cuándo se acreciona más material y la densidad del núcleo aumenta aún más, la fusión del deuteriocomienza primero - seguido por la fusión del hidrógeno, momento en que nace una estrella de la secuencia principal.
artículo del astrónomo Steve Nerlich para Universe Today.
leer el estudio de R. J Simpson AQUÍ
fuente de la información:
http://www.universetoday.com/86495/astronomy-without-a-telescope-star-seeds/#more-86495
