Astronomía

¿Cuál es la composición de las estrellas después de la formación?

¿Cuál es la composición de las estrellas después de la formación?


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La mayoría de las descripciones de ignición de estrellas son algo así como ... La estrella alcanza una masa crítica y se enciende, soplar el material circundante. La pregunta más obvia sería "¿Por qué las estrellas no son todas del mismo tamaño?", Dado que la masa crítica para la ignición parecería ser la misma, pero entiendo que las estrellas pueden acumular masa de colisiones de otras estrellas, cuerpos planetarios, etc.

Entonces, mi pregunta también se basa en el hecho de que las estrellas más grandes también arden con más energía, supongo que soplan más de los elementos más ligeros de la nube circundante después de la formación y reúnen más elementos pesados ​​... ¿estrellas? --- ¿O la simple descripción de la formación estelar es engañosa?


La estrella alcanza una masa crítica y se enciende, soplar el material circundante. (Énfasis OP)

Creo que el malentendido es que no es tan explosivo cuando la estrella "se enciende". El proceso es en cierto sentido continuo, por lo que las reacciones nucleares comienzan lentamente y aumentan gradualmente en fuerza a medida que la estrella continúa contrayéndose, creciendo y calentándose por dentro. Una vez que la cantidad de radiación de la superficie se calienta lo suficiente, podemos hablar de material "soplado", pero aun así no es violento. La absorción de luz en el gas crea una presión que empuja el gas. Acelera el ritmo a medida que la estrella se asienta (y dependiendo de qué tan masiva sea la estrella), pero en general es una corriente constante. (Los astrónomos probablemente sean imprudentes al usar la palabra "encender" porque todo lo que queremos decir es que las velocidades de reacción nuclear se vuelven no despreciables. No es como un cohete despegando o algo así).

Generalmente, la formación de estrellas es un proceso poco entendido y un tema candente para la investigación. Para las estrellas de más de aproximadamente 7 masas solares, creemos que las reacciones nucleares comienzan antes de que todo el material se haya reunido en la estrella. es decir, mientras algo sigue fluyendo. Si esto sucede a través de un disco, entonces la luz puede fluir hacia todas partes menos el ecuador sin afectar mucho el crecimiento de la estrella.

Dicho eso, en muy masas altas, se encuentra con el problema de hacer volar la masa. Por esta razón, realmente no esperamos ver muchas estrellas en unos pocos cientos de masas solares, y las que lo son pueden ser violentamente inestables (como Eta Carina, que arrojó alrededor de 10 masas solares de material a mediados del siglo XIX). .

Y en cuanto a las estrellas que realmente "explotan", esto sucede en otras circunstancias. Por ejemplo, en el núcleo de una gigante roja de masa solar, la materia se vuelve casi isotérmica. Eventualmente se calienta lo suficiente como para encender el helio, y casi todo se enciende casi al mismo tiempo en un flash de helio. ¡Esto produce brevemente tanta luz como una pequeña galaxia! Pero solo muy brevemente, y no sale a la superficie para que lo veamos. Por cierto, este es también el mismo mecanismo que las supernovas de Tipo Ia: una enana blanca isotérmica de carbono-oxígeno acumula materia hasta que el carbono se enciende, y toda la enana blanca básicamente se enciende al mismo tiempo.


Laboratorio científico jefe Laboratorio de formación de estrellas y planetas

La formación de estrellas y planetas es uno de los procesos de formación de estructuras más fundamentales del universo. Mediante el uso de radiotelescopios de última generación, incluido ALMA, estamos investigando cuándo se forma una estructura de disco alrededor de una protoestrella de tipo solar y cómo evoluciona hasta convertirse en un disco protoplanetario y, finalmente, en un sistema planetario. Ésta es una cuestión esencial profundamente relacionada con el origen del sistema solar. Nos enfocamos particularmente en una relación entre la evolución física y la evolución química durante la formación de estrellas y planetas. También están previstos estudios espectroscópicos de laboratorio relacionados en los regímenes milimétrico y submilimétrico.


Colapso o colisión: la gran pregunta en la formación estelar

Una estrella joven que había sido el ejemplo de la formación estelar masiva puede haber estado mintiendo sobre su peso.

La estrella se encuentra en sus etapas iniciales y se la conoce como protoestrella, con la designación M17-SO1. Su peso tiene peso en un debate en curso sobre cómo se forman las estrellas más masivas.

Hace un año, un grupo de astrónomos publicó evidencia que mostraba que la masa de M17-SO1 era más de 15 veces la de nuestro Sol. Se cree que la radiación de una estrella de este tamaño evita que la materia colapse sobre ella. Pero si la materia no puede caer, o acumularse, sobre una estrella masiva, ¿cómo llega a ser tan grande?

"Es la gran pregunta en la formación de estrellas en este momento", dijo Markus Nielbock de la Ruhr-Universitat Bochum en Alemania, quien junto con Rolf Chini midieron la masa de M17-SO1.

Una teoría establece que los gigantes estelares se construyen a partir de la colisión de dos estrellas de tamaño mediano. Pero Chini y Nielbock encontraron indicios de que M17-SO1 estaba masticando un disco de acreción, lo que implica el mismo tipo de proceso de alimentación lento que ocurre en las estrellas más pequeñas.

"[El grupo de Chini] propuso que las estrellas de gran masa evolucionan de manera similar a las estrellas de masa baja / media al pasar por una fase con un disco destellado", dijo Shigeyuki Sako de la Universidad de Tokio. "Esto fue un shock para la comunidad que estudia la formación de estrellas de gran masa, especialmente para los teóricos".

A partir de sus propios datos para M17-SO1, Sako y sus colegas afirman que la estrella tiene menos de 8 masas solares, lo que significa que la presión de radiación ya no es una preocupación. Si se trata de buenas o malas noticias, depende de cómo se crea que surgen las estrellas masivas.

La masa de M17-SO1 no se puede determinar directamente porque la estrella está incrustada dentro de la Nebulosa Omega en la constelación de Sagitario. En luz óptica, casi no hay nada que ver, por lo que los astrónomos usan instrumentos infrarrojos, como el telescopio Subaru, para penetrar el polvo.

"Determinar la masa de una estrella rodeada por un disco proto-estelar / proto-planetario es difícil ya que el material circundante oscurece la estrella central, especialmente cuando miramos el sistema desde el borde", dijo Sako en un mensaje de correo electrónico.

La vista de borde de M17-SO1 muestra una envoltura en forma de mariposa, 150 veces el tamaño de nuestro sistema solar. El grupo de Sako pudo trazar un mapa de parte de la estructura.

"Las nuevas observaciones muestran un disco circunestelar, la cuna de los planetas, en proceso de formación", dijo Sako.

Parte del gas en la envoltura se arremolina notablemente alrededor de la estrella. Midiendo la velocidad de rotación de este gas con observaciones de radio, los astrónomos pueden intentar estimar la masa en el centro.

De esta manera, el grupo de Chini determinó que M17-SO1 tiene de 15 a 20 veces la masa de nuestro Sol y afirmó que esto coincidía con lo brillante que estimaban que era la estrella. Pero el trabajo reciente del equipo de Sako, informado en la edición del 21 de abril de Naturaleza, dan una masa entre 2,5 y 8 masas solares.

Según Sako, analizar las velocidades de rotación requiere suposiciones sobre la temperatura y la composición del gas. Esto conduce a grandes incertidumbres en la estimación de masa. Chini dijo que tienen nuevos datos, aún no compilados por completo, que pueden resolver el problema.

Pero para respaldar su estimación de masa más baja, Sako y compañía argumentan que M17-SO1 no puede ser mayor que 8 masas solares porque, de lo contrario, su radiación ionizaría el gas hidrógeno en su vecindad.

Aunque no se ve hidrógeno ionizado alrededor de M17-SO1, Chini dijo que esto solo implica que la estrella es muy joven y, por lo tanto, es demasiado pronto para ver signos de ionización estelar.

Sin embargo, más allá de este debate, el inicio de la radiación ionizante es una de las razones por las que se cree que las estrellas de más de 8 masas solares son tan difíciles de formar.

Las estrellas pequeñas y medianas nacen a través de un colapso de gas, seguido de una acumulación gradual de materia a través de un disco estelar. Pero una vez que una estrella alcanza unas 8 masas solares, se cree que su radiación expulsa cualquier material restante, cortando el suministro de gas.

La alternativa al colapso de la acreción es que las estrellas en cúmulos densos chocan y se fusionan para formar estrellas más grandes. Esto evitaría cualquier tipo de corte de radiación, pero no hay mucha evidencia de que este escenario pueda funcionar.

"El problema con la teoría de la colisión es que no existe una herramienta de observación para medir, es decir, para demostrar que ha ocurrido tal colisión", dijo Chini.

Chini también dijo que los modelos de computadora han mejorado a lo largo de los años, y ya no es tan difícil modelar un historial de acreción para una estrella muy masiva.

"¿Por qué la naturaleza debería inventar dos mecanismos para el mismo proceso?" Preguntó Chini. "[Acreción] funciona perfectamente de 0,1 a 10 masas solares y, como muestran los teóricos, también más allá".

Pero si el grupo de Sako está en lo cierto, Chini y otros tendrán que buscar otra estrella masiva que se alimente de un disco de acreción. Estas son aves raras en el campo de la astronomía.

"El problema es que casi nunca llegamos a ver una estrella masiva joven porque se forman muy rápidamente", dijo Debra Shepherd del Observatorio Nacional de Radioastronomía, que no participó en ninguno de los grupos.

Shepherd explicó que si las estrellas masivas se forman por acreción, ganan aproximadamente una masa solar cada 1000 años, por lo que terminan de crecer en tan solo 20.000 años.


Nubes moleculares: viveros estelares

Como vimos en Between the Stars: Gas and Dust in Space, los depósitos más masivos de materia interestelar, y algunos de los objetos más masivos de la Vía Láctea, son los nubes moleculares gigantes. Estas nubes tienen interiores fríos con temperaturas características de solo 10-20 K, la mayoría de sus átomos de gas están unidos a moléculas. Estas nubes resultan ser el lugar de nacimiento de la mayoría de las estrellas de nuestra galaxia.

Las masas de las nubes moleculares varían desde mil veces la masa del Sol hasta aproximadamente 3 millones de masas solares. Las nubes moleculares tienen una estructura filamentosa compleja, similar a los cirros en la atmósfera de la Tierra, pero mucho menos densa. Los filamentos de las nubes moleculares pueden tener una longitud de hasta 1000 años luz. Dentro de las nubes hay regiones frías y densas con masas típicas de 50 a 500 veces la masa del Sol. Le damos a estas regiones el nombre altamente técnico. grumos. Dentro de estos grupos, hay regiones aún más densas y más pequeñas llamadas núcleos. Los núcleos son los embriones de estrellas. Las condiciones en estos núcleos (baja temperatura y alta densidad) son justo lo que se requiere para formar estrellas. Recuerde que la esencia de la historia de vida de cualquier estrella es la competencia continua entre dos fuerzas: gravedad y presión. La fuerza de la gravedad, tirando hacia adentro, intenta hacer que una estrella colapse. La presión interna producida por los movimientos de los átomos de gas, empujando hacia afuera, intenta forzar la expansión de la estrella. Cuando una estrella se está formando por primera vez, la baja temperatura (y por lo tanto, la baja presión) y la alta densidad (por lo tanto, una mayor atracción gravitacional) funcionan para darle la ventaja a la gravedad. Para formar una estrella, es decir, una bola de materia densa y caliente capaz de iniciar reacciones nucleares en lo más profundo, necesitamos un núcleo típico de átomos y moléculas interestelares para reducir su radio y aumentar su densidad en un factor de casi 10 20 . Es la fuerza de la gravedad la que produce este drástico colapso.


¿Cómo se descubrieron los magnetares?

El 5 de marzo de 1979, después de enviar satélites a la superficie de Venus, dos naves espaciales soviéticas fueron enviadas a la deriva a través del Sistema Solar cuando, de repente, fueron atacadas por un inmenso estallido de radiación gamma. Este contacto elevó las lecturas de radiación en ambas sondas de un valor normal de 100 cuentas por segundo a más de 200.000 cuentas por segundo, en solo una fracción de milisegundo.

Este estallido de rayos gamma continuó extendiéndose rápidamente a otros lugares también. Once segundos más tarde, Helios 2, una sonda de la NASA que orbitaba el Sol, se saturó por la explosión de radiación. Pronto golpeó Venus, y los detectores Pioneer Venus Orbiter & # 8216s fueron superados por la ola.

Segundos más tarde, la Tierra recibió la onda de radiación, donde la salida altamente intensa de rayos gamma inundó los detectores de tres satélites Vela del Departamento de Defensa de EE. UU., El satélite soviético Prognoz 7 y el Observatorio Einstein. La explosión también golpeó al International Sun-Earth Explorer.

Esta tremenda explosión de radiación gamma constituyó la onda más fuerte de rayos gamma extrasolares jamás detectada. Fue más de 100 veces más intenso que cualquier estallido extrasolar anterior conocido. Debido a que los rayos gamma viajan a la velocidad de la luz y el tiempo del pulso fue registrado por varias naves espaciales distantes, así como en la Tierra, la fuente de la radiación gamma se pudo calcular con bastante precisión.

Se descubrió que esta radiación gamma se expulsaba de los restos de una estrella que se había convertido en supernova alrededor del 3000 a. C. Estaba situado en la Gran Nube de Magallanes y la fuente se llamó SGR 0525-66, el evento en sí se llamó GRB 790305b, la primera megaflare SGR observada.


La formación del sistema solar en dos pasos: explica la composición y características de planetas, asteroides y meteoritos

Los protoplanetas terrestres internos se acumulan temprano, heredan una cantidad sustancial de 26Al radiactivo y, por lo tanto, se funden, forman núcleos de hierro y desgasifican rápidamente sus abundancias volátiles primordiales. Los planetas exteriores del Sistema Solar comienzan a acumularse más tarde y más lejos con menos calentamiento radiogénico y, por lo tanto, retienen la mayoría de sus volátiles inicialmente acumulados. Crédito: Mark A Garlick / markgarlick.com

Un equipo internacional de investigadores de la Universidad de Oxford, LMU Munich, ETH Zurich, BGI Bayreuth y la Universidad de Zurich descubrió que un proceso de formación de dos pasos del Sistema Solar temprano puede explicar la cronología y dividir en contenido volátil e isotópico de el sistema solar interior y exterior.

Sus hallazgos se publicarán en Ciencias el viernes 22 de enero de 2021.

El artículo presenta un nuevo marco teórico para la formación y estructura del Sistema Solar que puede explicar varias características clave de los planetas terrestres (como la Tierra, Venus y Marte), el Sistema Solar exterior (como Júpiter) y la composición de asteroides y meteoritos. familias. El trabajo del equipo se basa en y conecta los avances recientes en astronomía (es decir, observaciones de otros sistemas solares durante su formación) y meteoritos: experimentos de laboratorio y análisis sobre el contenido de isótopos, hierro y agua en los meteoritos.

La combinación sugerida de fenómenos astrofísicos y geofísicos durante la fase de formación más temprana del Sol y el propio Sistema Solar puede explicar por qué los planetas del Sistema Solar interior son pequeños y secos con poca agua en masa, mientras que los planetas del Sistema Solar exterior son más grandes y están húmedos con mucha agua. Explica el registro de meteoritos formando planetas en dos pasos distintos. Los protoplanetas terrestres internos se acumularon temprano y fueron calentados internamente por una fuerte desintegración radiactiva que los secó y dividió la población planetaria interna, seca de la externa, húmeda. Esto tiene varias implicaciones para la distribución y las condiciones de formación necesarias de planetas como la Tierra en sistemas planetarios extrasolares.

Los experimentos numéricos realizados por el equipo interdisciplinario mostraron que las cronologías relativas del inicio temprano y el final prolongado de la acreción en el Sistema Solar interior, y una aparición más tardía y la acreción más rápida de los planetas exteriores del Sistema Solar pueden explicarse por dos épocas de formación distintas de planetesimales, los bloques de construcción de los planetas. Observaciones recientes de discos formadores de planetas mostraron que los planos medios de los discos, donde se forman los planetas, pueden tener niveles relativamente bajos de turbulencia. En tales condiciones, las interacciones entre los granos de polvo incrustados en el gas del disco y el agua alrededor de la ubicación orbital donde pasa de la fase gaseosa a la de hielo (la línea de nieve) pueden desencadenar una explosión de formación temprana de planetesimales en el Sistema Solar interior y otra más tarde. y más allá.

Los dos episodios de formación distintos de las poblaciones planetesimales, que acumulan más material del disco circundante y a través de colisiones mutuas, dan como resultado diferentes modos geofísicos de evolución interna para los protoplanetas en formación. El Dr. Tim Lichtenberg del Departamento de Física Atmosférica, Oceánica y Planetaria de la Universidad de Oxford y autor principal del estudio señala: & # 8220 Los diferentes intervalos de tiempo de formación de estas poblaciones planetesimales significan que su motor térmico interno de la desintegración radiactiva difiere sustancialmente .

Los planetesimales del Sistema Solar Interior se calentaron mucho, desarrollaron océanos de magma internos, formaron rápidamente núcleos de hierro y desgasificaron su contenido volátil inicial, lo que finalmente resultó en composiciones planetarias secas. En comparación, los planetesimales exteriores del Sistema Solar se formaron más tarde y, por lo tanto, experimentaron un calentamiento interno sustancialmente menor y, por lo tanto, una formación de núcleo de hierro limitada y una liberación de volátiles.

& # 8220 Por lo tanto, el Sistema Solar interior seco y formado temprano y el Sistema Solar exterior húmedo y formado más tarde se establecieron en dos caminos evolutivos diferentes muy temprano en su historia. Esto abre nuevas vías para comprender los orígenes de las primeras atmósferas de planetas similares a la Tierra y el lugar del Sistema Solar dentro del contexto del censo exoplanetario en toda la galaxia. & # 8221

Esta investigación fue apoyada por fondos de la Colaboración Simons sobre los Orígenes de la Vida, la Fundación Nacional Suiza para la Ciencia y el Consejo Europeo de Investigación.


Estrellas: cómo se forman

¿Quieres saber cómo nacen las estrellas? Bueno, aquí va. El nacimiento de una estrella comienza cuando nubes masivas de polvo y gas comienzan a colapsar y descomponerse. Como sucedió esto. Sucede por la fuerza de la gravedad.

La gravedad une los elementos para crear una Protoestrella. La protoestrella es básicamente una estrella bebé y se convierte en estrella a lo largo de su ciclo de vida de la misma manera que nacemos y crecemos.

El proceso principal del nacimiento de todas las estrellas se llama "fusión nuclear". La fusión nuclear ocurre en nubes muy grandes en un gas llamado nebulosa. Cuando la fusión nuclear comienza en una nebulosa y alcanza una temperatura de más de 10,000 grados, la estrella comienza a formarse. La nueva estrella bebé que, como la conocemos ahora, se llama protoestrella, puede protagonizar su larguísima vida en el universo.

La gravedad sigue desempeñando un papel en el nacimiento de las estrellas y su ciclo de vida continuo. La masa de la estrella determina el color de la estrella, lo que permite a los científicos categorizar el tipo de estrella. Los científicos también pueden intentar confirmar la cantidad de energía que puede emitir la estrella.

Luego, la estrella comenzará su viaje a través de su ciclo de vida desde el nacimiento hasta la muerte. Para obtener más información y más información sobre el ciclo de vida de las estrellas, consulte TAB. Ciclo de vida de las estrellas-Supernovas.

Rincón de datos divertidos para niños

# 1. Se cree que casi todas las estrellas tienen la misma composición química. Eso básicamente significa que todas las estrellas están formadas por lo mismo.

# 2. Si una estrella se crea realmente grande después de su nacimiento, la estrella vivirá menos tiempo como una estrella más pequeña.

P. ¿Cuántos grados necesita llegar para que se forme una estrella?

P. ¿Qué determina el color de una estrella?

P. ¿Cómo se llama la fuerza que crea el nacimiento de una estrella?

Descargue preguntas sobre cómo se forman las estrellas aquí: cómo se forman las estrellas (las respuestas están en esta página)

Maestros. Para obtener hojas de trabajo más detalladas sobre las estrellas. Haga clic en las hojas de trabajo de Kidskonnect


El Observatorio SOFIA indica que las erupciones estelares crean y dispersan elementos con una composición similar a la de la Tierra

Una imagen del Telescopio Espacial Hubble que muestra los escombros que se expanden hacia el espacio desde un estallido típico de una nova que ocurrió décadas antes de esta imagen. La investigación presentada utilizando SOFIA se centró en Nova Delphini 2013, que es demasiado reciente para permitir una imagen resuelta de su nube de escombros. Créditos: NASA / ESA / STScI / AURA / NSF / Mike Shara, Bob Williams, David Zurek, Dina Prialnik

Las observaciones realizadas con el observatorio volador de la NASA, el Observatorio estratosférico de astronomía infrarroja (SOFIA), indican que las erupciones de novas crean elementos que pueden formar planetas rocosos, al igual que la Tierra.

Los astrónomos ocasionalmente ven una nova, que puede aparecer como una estrella "nueva" que se vuelve más brillante y luego se desvanece después de algunas semanas. De hecho, "nova" (plural, novae) es la palabra latina para "nuevo". Ahora sabemos que las novas no son en realidad estrellas nuevas, sino que están asociadas con la vejez estelar: explosiones que ocurren en la superficie de estrellas quemadas. Son menos violentas y más comunes que las explosiones destructoras de estrellas llamadas supernovas que destruyen por completo una estrella envejecida.

El Observatorio Estratosférico de Astronomía Infrarroja de la NASA 747SP despegó justo antes del atardecer desde la Planta 42 de la Fuerza Aérea en Palmdale, California, el 15 de septiembre de 2015. Créditos: Foto de la NASA / Greg Perryman

El investigador principal Bob Gehrz de la Universidad de Minnesota Twin Cities, y sus colaboradores han estado usando SOFIA para estudiar las novas como parte de un programa de investigación en curso para comprender el papel que juegan estos objetos en la creación e inyección de elementos en el material entre las estrellas llamado medio interestelar. .

Gerhz y su equipo encontraron altos niveles de elementos como carbono, nitrógeno, oxígeno, neón, magnesio, aluminio y silicio en Nova Delphini, que estalló en 2013 en la constelación Delphinum (el delfín). Algunos de estos elementos se pueden encontrar en seres vivos, mientras que otros son componentes importantes de planetas rocosos como la Tierra.

Existe evidencia de que cuando el universo comenzó en el Big Bang, solo se crearon pequeñas cantidades de elementos distintos al hidrógeno y el helio. Los átomos de elementos más pesados ​​se formaron más tarde mediante procesos dentro de las estrellas o durante la agonía de las estrellas, como las explosiones de novas y supernovas.

Las observaciones de la nube de escombros de Nova Delphini indican que las novas en general pueden ser una fuente importante de elementos de peso medio en el universo. Su artículo fue publicado en Astrophysical Journal.

La científica del programa de SOFIA, Pam Marcum, señaló que "estos espectros de Nova Delphinum solo pueden ser obtenidos por SOFIA, no por ningún observatorio en tierra o actualmente en el espacio, debido al acceso único de SOFIA al rango específico de longitudes de onda infrarrojas necesarias para estas mediciones". Ella continuó, "esta investigación es parte del esfuerzo amplio y continuo de los astrónomos para comprender los ciclos de vida de las estrellas y cómo la formación de planetas como la Tierra encaja en esos ciclos".


¿Cuál es la composición de las estrellas después de la formación? - Astronomía

Todas las estrellas, hasta donde sabemos, nacen del colapso gravitacional del núcleo de una nube molecular.

Las nubes moleculares son regiones de gas y polvo interestelares relativamente densos que pueden proteger su contenido contra el destructivo campo de radiación ultravioleta (UV) ambiental. En un ambiente tan frío y protegido, la forma predominante de materia, el hidrógeno atómico, se asocia preferentemente en hidrógeno molecular o H2. Sin embargo, debido a su simetría simplificadora, el frío H2 no tiene espectro de línea de emisión y, por lo tanto, permanece esencialmente invisible. Sin embargo, otras especies atómicas, aunque mucho menos abundantes, también se asocian en moléculas comunes como el CO2, H2O, HCN, etc., y en su mayor parte brillan profusamente en las frecuencias de radio de microondas y se utilizan como "trazadores" o "marcadores de posición" para la H que de otro modo sería invisible.2 molécula. De hecho, se han detectado más de 118 moléculas en densas nubes moleculares, algunas tan complicadas como el aminoácido glicina. Este es un punto increíblemente interesante en lo que respecta al desarrollo de la vida. Considere: si los aminoácidos pueden formarse en el espacio "vacío", y los aminoácidos son los componentes básicos de las proteínas, y las proteínas son los componentes básicos del ADN, y el ADN es el componente básico de la vida tal como la conocemos, ¿es así hasta ahora? traído a imaginar la posibilidad de vida en otro lugar? O, dicho de otra manera, parece que los procesos físicos más fundamentales que sirven como condiciones necesarias para la formación de la vida en la Tierra parecen ocurrir en otros lugares, y tal vez en todos lados.


Un espectro de longitud de onda milimétrica del núcleo de la nube molecular gigante de Orión, realizado en el Owens Valley Radio Observatory. El espectro cubre un pequeño intervalo en la ventana atmosférica a 1,3 mm. ¡Se ven más de 800 características espectrales! Este tipo de datos es necesario para comprender la química de las regiones interestelares frías y densas.

Se han recopilado muchos datos sobre las nubes moleculares en relación con su capacidad para formar estrellas, principalmente a través de la detección de líneas de emisión molecular en longitudes de onda (sub) milimétricas. En estas nubes, las moléculas irradian como pequeños transmisores de radio de microondas a medida que cambian espontáneamente los niveles de energía rotacional. Por ejemplo, la molécula de monóxido de carbono (CO) es la molécula más abundante después de H2. El primer estado excitado por rotación se encuentra a solo 5 grados Kelvin (usando temperatura como sinónimo de energía) por encima del estado fundamental y, por lo tanto, se excita fácilmente por la radiación de fondo de microondas cósmica ambiental o las colisiones con moléculas vecinas (generalmente H2, ya que es 104 veces más abundante que incluso el CO). Cuando la molécula de CO vuelve al estado fundamental, emite un fotón de luz, en un esfuerzo por conservar energía. Debido a que la diferencia en los niveles de energía es tan pequeña, el fotón emitido se lleva una pequeña cantidad de energía. Para esta transición particular en CO, la longitud de onda del fotón emitido es de alrededor de 2,6 milímetros, o 115 GHz, en la porción de microondas (radio) del espectro. Esto es 1000 veces mayor en frecuencia (energía) que lo que recibe con su radio FM.

Las moléculas no solo pueden cambiar los niveles de energía electrónica como los átomos, sino que también pueden vibrar y rotar. Cada uno de estos nuevos grados de libertad complica sustancialmente el espectro. ¡Un espectro de una nube de formación de estrellas cercana como la Nebulosa de Orión puede tener miles de líneas espectrales moleculares detectables incluso dentro de un rango estrecho de frecuencia observada! Esta no es una pesadilla que sea mejor olvidar, sino que proporciona una herramienta de diagnóstico única. Cada transición de cada molécula sondea diferentes condiciones físicas dentro de la nube: cada línea espectral cuenta una historia diferente, una perspectiva diferente. Armar el coro sigue siendo nuestra mejor esperanza para desenredar la complicada estructura física y química de las nubes moleculares y comprender las condiciones iniciales, o "semillas" de la formación estelar.


Las estrellas observadas en las galaxias fueron divididas originalmente en dos poblaciones por Walter Baade en la década de 1940. Aunque desde entonces se ha establecido un medio más refinado para clasificar las poblaciones estelares (según se encuentren en el disco delgado, disco grueso, halo o abultamiento de la galaxia), los astrónomos han seguido clasificando groseramente las estrellas como Población I (Pop I ) o Población II (Población II). Incluso han postulado una tercera población (Población III Pop III), aunque aún no se han observado estrellas de este tipo.

El sistema de clasificación se basa en el contenido de metal de las estrellas (su metalicidad, generalmente dado el símbolo [Z / H]). Las estrellas Pop II son pobres en metales, con metalicidades que van desde aproximadamente 1/1000 a 1/10 de la del Sol (es decir, desde [Z / H] = - 3.0 hasta [Z / H] = - 1.0). Esto significa que el gas a partir del cual se formaron las estrellas Pop II solo podría haberse reciclado (incorporado y luego expulsado) de generaciones anteriores de estrellas unas pocas veces como máximo, y que las estrellas Pop II se forman muy temprano en la historia de formación estelar de la galaxia.
Más evidencia para apoyar los primeros orígenes de las estrellas Pop II proviene de sus proporciones de abundancia, que muestran que los elementos más ligeros (por ejemplo, carbono y oxígeno) dominan sobre los elementos más pesados ​​(por ejemplo, hierro, níquel) en la composición química de las estrellas. Dado que los metales ligeros se producen principalmente en explosiones de supernovas de Tipo II (las explosiones de estrellas masivas que tienen una vida útil de solo unos pocos millones de años), mientras que los elementos más pesados ​​solo pueden producirse en explosiones de supernovas de Tipo Ia (la explosión de una enana blanca mucho más antigua) en un sistema binario), la relativa falta de metales pesados ​​en las estrellas Pop II indica que estas estrellas se formaron aproximadamente en los primeros mil millones de años de la historia de formación estelar de una galaxia.

Las estrellas de población II se encuentran principalmente en el bulbo y el halo de las galaxias.

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Ver el vídeo: De qué están hechas las ESTRELLAS? COMPOSICIÓN de las estrellas (Julio 2022).


Comentarios:

  1. Fitzsimmons

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