Notas de Clase Astronomía

7/25/2019 Notas de Clase Astronoma

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a s t ro nom i aGalaxias: los puentes entre

las estrellas y el UniversoMdulo 1.

Estrellas y su medio.

Notas de clase 5:

El medio interestelar y la formacin de estelar

Responsable acadmico:

Dr. Jess Gonzlez Gonzlez.


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Bienvenidos a la 5ta Clase del primer mdulo de nuestrocurso de Astronoma

El Espacio entre las estrellas no es del todo vaco

Entre las estrellas encontramos Gas y Polvo constituyendo lo que llamamosel Medio InterestelarLa densidad promedio del MI es baja: ~1 tomo/cmVaco en laboratorio terrestre: 10,000 cmDensidad media de la atmsfera terrestre: 3 x 10 cmDensidad de una roca tpica de la tierra: 3 x 10 cmDensidad en el centro del Sol: 8 x 10 cmConstituyentes:Gases (99%)Hidrgeno (~92% por nmero)Helio (~8%)

Oxgeno, Carbono, etc (0.1%)Polvo (1%): pequeas partculas slidas granos de muchos tamaosEl polvo generalmente est mezclado con el gas, as que veamos algunosdetallesPolvo interestelar:

Pequeas partculas slidas: granosDiferentes formas y tamaos. tpicamente con 100 millones tomos/ grano.

COMPOSICION:C puro, grato u holln ySilicatos de Fe y Mg parecidos a las olivinas terrestres y Hielos.C en estructuras grandes, planas y circulares, y algunas estructurasgrandes como el llamadas Hidrocarburos policclicos aromticos(PAH)

3

-319

-322-325

-3


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polvo: 1012 partculas de gas por cada partcula de polvo en el MIEl Polvo absorbe la luz visibleEl polvo interestelar absorbe la radiacin en el visible y no nos permite observar,por ejemplo, el centro galctico.

Barnard 68 (nube molecular oscura) en Visible e infrarrojoy mapa de extincin

4 mag 40 veces menos luz ; 35 mag es un factor 1014

Av=35 magAv=4 mag


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Las Plyades Visible & IRUna nube de polvo pasando cerca dispersa la luz azul en elvisible. Ese mismo polvo radia o emite en el infrarrojo.

Visible 24 mm

Visible: nube oscura, oscurecida severamente por polvo in-terestelar (Nebulosa de la Cabeza de Caballo)

Infrarrojo Cercano: el polvo es casi trasparente, se puedenver las estrellas en formacin embebidas en la nube.

Infrarrojo Medio: se observa el brillo del polvo directamen-te.

Visible Infrarrojo Cercano Mediano Infrarrojo


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La Nebulosa Trda

La Nebulosa de Orin La Nebulosa de Orin

La Nebulosa Trda

Visible

Visible

Infrarrojo (Satlite Spitzer)

Infrarrojo (Satlite Spitzer)


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El Medio Interestelar se encuentra en diferentes fases.

El medio interstelar constituye es del orden del 15% de la masa luminosade nuestra galaxia.

Por el estado en el que se encuentra el hidrgeno se divide al MI en tresgrupos:

1) Gas Ionizado (HII)

2) Gas Neutro (HI)

3) Gas Molecular (H2)

Estos tres estados se encuentran en distintos tipos de objetos o nubes,

con diferentes temperaturas, densidades y ocupando volmenes diferen-tes en la galaxia.

Vemoslos ahora con mayor detalle:Regiones HII tradicionales: alrededor de estrellas jvenes

T ~ 10,000 K, n ~ 0.1-10,000 cm-3, f < fracin de % (muy pe-queo)

Calentadas y ionizadas por fotones duros (>13.6 eV,


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Crdito: L. Allen y X. Koening (CFA/JPL/NASA) Crdito: R. Sahai y J.Trauger (JPL) 1995

Gas Coronal Difuso: muy caliente y tenue permeando el MI

T 100,000 K, n ~0.003 cm-3, f ~ 60% ?

Calentado por choques de SN, ionizado colisionalmente

Se enfra por expansin adiabtica y por emisin en Rayos-X

Se observa por emisin en Rayos-X y Visible, por emisin no-trmicaen el Radio y por absorciones de lneas en el UV

El cielo en Rayos-X (Satlite ROSAT)Credito: S. Diegel y S. Snowden (GSFC)


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1) Fases Ionizadas del MI (cont)Gas Ionizado Tibio: gas difuso tibio permeando el MI

T ~ 8,000 K, n ~0.25 cm-3, f ~ 2% ?

Calentado y ionizado por fotones perdidos de estrellas O y B (


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2) Fases Neutras (HI) del MINubes Neutras Fras: Nubes de HI por todo el MI

T ~ 80 K, n ~40 cm-3, f ~ 2.5%

Calentadas por fotones UV escapados de las regiones de formacin

Enfriadas por lneas de estructura na en Infrarrojo ([C II] en 157 m)

Se observa por lnea de HI en 21 cm (emisin y absorcin), lneas deabsorcin de tomos en el Visible y UV (ej. Na)

Hidrgeno Neutro restando un modelo suave de la galaxiaCrdito: M..E. Putman, J.E.G. Peek y M.R. Joung, ARAA 2012


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2) Fases Neutras (HI) del MI (cont)Gas Neutro Tibio: gas difuso permeando el MI

T ~ 8,000 K, n ~0.4 cm-3, f ~ 10-50% ?

Calentado (y parcialmente ionizado) por rayox-X suaves y fotones perdidos

Enfriado por lneas atmicas

Se observa en Radio por lnea de HI en 21 cm

Mapa del cielo de la Emisin de HidrgenoNeutro en 21 cm

Crdito: J. Dickey (Unm) y F. Lockman (NRAO)


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3) Fases Moleculares (H2) del MINubes Moleculares Difusas: incluye nubes traslcidas en el disco galcti-co y nubes a alta altura galctica

T ~ 30-80 K, n ~ 100-1,000 cm-3, f 1%

Calentadas por fotones UV

Enfriadas por lneas de estructura na del [C II]

Se observan en Radio por lnea de HI en 21 cm, emisin de CO en Mili-mtricas (mm), lneas de absorcin en UV y Visible, as como en emisinen IR trmico (IRAS 100 m)

Mapa del cielo de la Emisin de Monxido de Carbono (CO) y cuatrocomplejos de nubesCrdito: ESA/Plank


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3) Fases Moleculares (H2) del MI (cont)Nubes Moleculares Densas: Nubes Oscuras y Moleculares

T ~ 10-100 K, n ~ 1,000-1,000,000 cm-3, f 0.05%

Calentadas por rayos csmicos y estrellas en formacin

Enfriadas por radiacin en mm de molculas como el CO

Se observan por lneas moleculares en Radio y Milimtricas, y por elcontinuo de emisin trmica del polvo en el lejano IR y en SubMilimtricas

Nube Oscura (Visible) y emisin en RadioEl objeto HH 46/47 es un choque producido por elchorro de una estrella recien formada dentro de la

nube molecularCrdito: ESO (NTT) y ALMA


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Hay equilibrio entre las fases del MI

Fuera de las Nubes Moleculares Densas, que son autogravitantes, la ma-yora de las regiones las fases estn aproximadamente en Equilibrio dePresin P =k nT ~ const

La presin observada en el MI es: ~3,500 cm-3 KCasi consistente con modelo de Balance de Presin (ajustar algunas cosascomo la evaporacin de nubes por SNs) Parece haber balance de masas:nubes se evaporan y se crean. Parece haber balance de energa (cinticay radiacin)

Pero el entendimiento completo del MI y teora son an incompletosEn las densas Nubes Oscuras se forman las estrellas, por ello las etapasms tempranas del proceso de su formacin se estudian principalmentede observaciones en Radio y el Infrarrojo (la luz Visible se detecta hasta

que las estrellas jvenes abran el capullo denso donde se formaron)Pasemos a ello...


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La Formacin Estelar

Las estrellas no nacen solas sino en grupos.

Las estrellas recin formadas emiten radiacin que calienta e ionizala nube circundante donde se formaron.

Las zonas ionizadas por las estrellas masivas son las nebulosas co-nocidas como regiones HII

Al detectar una regin HII, sabemos que en su interior hay estrellasjvenes y calientes que la ionizan.

Las grandes regiones de formacin estelar (Orin es la ms cerca-na) son como grandes incubadoras de estrellas recin nacidas

La constelacin de Orin en el Visible

Regin HIIGas ionizado por estrellas re-

cin formadas

Crditos: JPL/NASA; AKARISurvey


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La constelacin de Orin en el Infrarrojo Medio (IRAS)

Gran complejo de formacin estelarEs luz en el lejano infrarrojo

Es emisin trmica del polvo caliente cerca-no o en las regiones HII

Crditos: JPL/NASA; AKARI Survey


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Formacin Estelar: Colapso Gravitacional

Las estrellas nacen de las densas nubes moleculares.

Nube Tpica MolecularDimetro = 1-10 aos luzTemperatura = 10-100 K

Densidad = 1,000-10,000 / cm3Formadas por molculas y polvoMasa = 1-10,000 masas solares

Las Nubes Moleculares son autogravitantesEn ciertas condiciones una nube molecular puede perder soporte y colap-sarSe contrae por su propia gravedad hasta formar una estrellaEl proceso de colapso inicial tiene una escala de tiempo de cada libre~10,000 aosEl proceso completo es complejo que lleva un cambio enorme en densidadLa escala dimensional cambia ocho rdenes de magnitud: 1018 a 1010cmMecanismos de eyeccin de energa y momento angular son muy impor-tantes (chorros, campos magnticos)}


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Fases en la formacin de una estrella como el Sol

Crditos: Greene (Sceintic American,2001)

Flujo Molecular , Chorro y objetos HH (distintas escalas del proceso deformacin estelar)

Los Chorros y los discos Protoplanetarios que se esperan se han podido yadetectar en regiones de formacin estelar.

Los chorros se ven en gas molecular, pero tambin los objetos HH indicanla existencia de chorros estelares llevndose la energa y el momentoangular de los discos protoplanetarios


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Como puede apreciarse en la imgenes infrarrojas desde el espacio, losdiscos protoplanetarios (Proplyds) presentan estrellas en su interior. Estncompuestos de 99% de gas y 1% de polvo que es suciente para hacerlosopacos en el visible.

Veamos ahora algunas zonas de formacin estelarDiscos Protoplanetarios (proplyds) en la regin de formacin estelar deOrion

Regin del Trapecio en Orin

Crditos: L.F. Rodrguez (UNAM); HST/NASA

Crdito: CITA, University of Toronto


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Visto de canto Visto de frente

Vientos estelares destruyen o al menosdeforman los proplyds dicultando la

formacin de sistemas planetarios en estrellas masivas.

IC434: Nebulosa de la cabeza de caballo


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IC434: Nebulosa de la Cabeza de Caballo

Nebulosa de la cabeza de caballo vista por ISO

Visible ISOCAM 7 y 15 micrasDavid Malin AAT


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Imagen visible e infrarroja (ISO). La nebulosa brillante del centro, NGC2023, aparece ms grande en la imagen IR. La emisin procede en sumayor parte de PAHs. Los puntos brillantes en la nebulosa y en la cabezason estrellas recin formadas.

EGGs en M16

1) La radiacin UV evapora los bordes de la nube molecular.

2) Siendo la nube devorada, aparece una zona ms densa formando un

glbulo.3) Prcticamente descubierto, el EGG protege a la nube que se encuen-tra detrs, formando una trompa o dedo.


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4) El EGG aparece nalmente separado de la nube molecular donde seorigin.

El EGG puede evaporarse del todo, descubriendo la estrella de su interior

justo en la supercie al frente del EGG.

http://www.cita.utoronto.ca/~johns-ton/orion.html


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NGC 3603

Esta regin HII rodea a un cmulo muy denso de estrellas jvenes (O yWR) que han soplado una cavidad en el gas interestelar que le rodea.

Todo el ciclo de formacin estelardesde las Nubes Moleculares Oscuras a punto de colapsar (glbulos deBok) a las supergigantes azulespuede apreciarse.


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Nebulosa del guila (M16)

Detalle de dos pilares vistos en el Cercano Infrarrojo por el VLT

En el proceso de formacin se forman mucho ms estrellas de baja masa

Estrella joven rodeadade nebulosidad.

Estrella(s) joven invisible salvopor la emisin del polvo que larodea (una de ellas da lugar a

HH216)


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Funcin Inicial de Masa ser la misma en todos lados?

Muchas gracias,Los esperamos en el siguiente mdulo de nuestro curso de Astronoma


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Crditos de fguras y contenidos.

AAS Addison Wesley

Astronomia.net Astronomy.net Astronomical Picture of theDay ASP ESA ESO Gran Telescopio Canarias HST IA-UNAM INAOE

Instituto Astrofsico de Ca-narias J. Gallego (UCM) J. Gorgas (UCM) J. Zamorano (UCM) NASA NRAO NSF Pearson Prentice Hall L. F. Rodrguez (UNAM)

SAO Scientic American Subaru Telescope TMT www.m.teachastronomy.com U. Alberta U. Arizona U. California

U. Complutense de Madrid U. Colorado

U. Florida U. Hawaii U. Texas U. Nebraska Universe, Seeds & Backman VLT

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