¿Cómo se forman las estrellas?

Answer 1

Toda la materia con la masa dobla el espacio-tiempo de manera que atraiga a otra masa cercana. Llamamos a la fuerza que regula esa atracción gravitatoria.

La fuerza gravitacional entre dos objetos se define mediante la ecuación:

F = GM1M2 / r ^ 2

G es una constante, por lo que las variables son las masas de los dos objetos (M1 y M2) y la distancia entre sus centros (r).

Entonces, imagine una vasta nube de gas, principalmente hidrógeno, ya que es el átomo más simple.

(Nota: no dibujé todos los vectores, me puse perezoso)

Podemos ver en el diagrama que las moléculas de gas individuales se juntan entre sí. Tenga en cuenta que no hay fuerzas que alejen las moléculas externas de la nube; todas las fuerzas las empujan hacia adentro. Entonces, después de un período de tiempo, todas las moléculas se moverán hacia el centro de masa de la nube, así:

Y así…

Finalmente, llegamos al punto donde tenemos una masa condensada donde hay poco espacio para el movimiento. Las moléculas en el centro están todas bajo la presión del peso de las moléculas más alejadas, que están tratando de llegar al centro.

La gran cantidad de átomos es alucinante en este escenario. Nuestro sol, una estrella no particularmente grande, tiene alrededor de 1.2E57 átomos. Se necesitan aproximadamente 8.37E55 átomos de hidrógeno para aplastarlos y crear suficiente calor para iniciar la fusión.

Una cosa interesante es que si la fusión no se iniciara, la masa se seguiría condensando hasta que colapsara. El calor de la fusión crea una fuerza contraria que mantiene estable a la estrella.

Answer 2

Esta pregunta tiene una respuesta en otra pregunta reciente,

“ ¿Por qué las galaxias se colapsan en discos, pero las estrellas y los planetas se colapsan en esferas? “

Estas cosas se deben a la gravedad, son familiares para todos, pero implican otros dos principios que son mucho menos conocidos.

Una de ellas es que las galaxias, las estrellas, los planetas y los cuerpos más pequeños comienzan agregando individualmente el medio interestelar (en su mayoría hidrógeno), como planetesimales. Estos planetesimales son inicialmente aleatorios en masa y en dirección del movimiento, y es su orden posterior lo que termina como sistemas solares y galaxias, y no al revés.

La atracción gravitacional normal hace que algunos planetesimales se agrupen aún más en cuerpos más grandes, como planetas y, a veces, estrellas, esta última con una masa lo suficientemente grande como para que se inicie la ignición, de modo que emita luz visible. Estos cuerpos más grandes también, de manera importante, heredan suficiente momento angular de sus constituyentes para que giren. Y al igual que un patinador que gira girando más rápidamente al dibujar en sus brazos, esta rotación se magnifica a medida que sus masas se contraen juntas en un núcleo.

Un sistema solar no se forma a partir de la materia en una estrella, sino que una vez que un objeto de gran masa como una estrella se agrega, comienza a ganar control gravitacional de planetas y planetesimales cercanos y ajusta sus órbitas a través de un mecanismo conocido como Forzamiento Ecuatorial. Esto convierte gradualmente los movimientos de los cuerpos cercanos en órbitas cercanas al plano ecuatorial de la estrella giratoria. Es un proceso lento, en el caso de nuestro sistema solar tomó alrededor de mil millones de años.

Los planetas se colapsan en formas aproximadamente esféricas una vez que su masa es lo suficientemente grande como para que la gravedad pueda trabajar en ellos. El límite de tamaño es de unos pocos cientos de kilómetros: de los asteroides, solo el más grande, Ceres, con un diámetro de 975 km, es lo suficientemente grande como para ser esférico (y, por lo tanto, clasificado como Planeta Menor). Vesta y Pallas, cada una a poco más de 500 km, no son esféricas, y los asteroides más pequeños pueden tener forma de papa o ser irregulares.

Los mismos principios se aplican a una galaxia que a un sistema solar. En el centro de cualquier galaxia hay una gran masa llamada agujero negro súper masivo o AGN (Núcleo Galáctico Activo) que está girando increíblemente rápido. Esto utiliza el forzamiento ecuatorial para restringir las órbitas de las estrellas cercanas al disco de su plano de rotación (este es un trabajo muy nuevo, no muy conocido).

Hay más detalles sobre estos asuntos en:

P1: El modelo Cosmic Smog para la formación del sistema solar, y la naturaleza de ‘Dark Matter’ .

Answer 3

Si bien los astrónomos tienen una buena idea de cómo se forman las estrellas, muchos de los detalles son problemas abiertos. Por ejemplo, dada una nube de gas que colapsa, nadie puede decir con certeza cuántas estrellas se formarán y cuáles serán sus masas. Tampoco podemos decir al inicio cuántos se formarán en sistemas binarios. Pintaré debajo de la imagen general y omitiré muchos detalles inciertos.

Las estrellas se forman cuando una nube de gas se vuelve inestable al colapso gravitatorio. Una nube de gas tiene cierta densidad de partículas (generalmente solo unas pocas por centímetro cúbico), que se mueven alrededor y, por lo tanto, ejercen cierta presión. Mientras la presión sea suficiente para equilibrar la fuerza de la gravedad, la nube puede seguir siendo una nube. Sin embargo, existe un tamaño crítico a partir del cual una nube se vuelve inestable. La gente suele usar la masa de los pantalones vaqueros: la masa más pequeña que es inestable para colapsar debido a las fluctuaciones de densidad en una nube uniforme. La inestabilidad se puede excitar por cualquier cosa que pueda comprimir la nube. Las supernovas cercanas y las colisiones de galaxias son mecanismos de ejemplo.

Ahora, supongamos que tenemos una nube que se ha vuelto inestable y comienza a colapsar. A medida que la nube se encoge, se calienta y se vuelve más densa. Su temperatura inicial es muy, muy fría, como decenas de Kelvin. Mientras la densidad sea lo suficientemente baja para que se escape la radiación, entonces el gas puede seguir enfriándose y contrayéndose. En algún punto a lo largo de la línea, la densidad se vuelve demasiado grande y la radiación queda atrapada en el gas y lo calienta. Decimos que el gas es ópticamente espeso . Esto sucede en el centro en un núcleo primero porque esa es la parte más densa. Aquí, la presión ahora vuelve al equilibrio mecánico: la presión equilibra la gravedad. Pero la fuente de la energía que se utiliza para soportar el núcleo es la contracción misma, por lo que, aunque ahora es mucho más lenta, todo sigue colapsando. Este núcleo es una protoestrella .

La protoestrella es realmente pequeña, tal vez una décima tan masiva como el Sol (y potencialmente incluso más pequeña). Para seguir creciendo, la nube tiene que seguir colapsando sobre ella. Pero a medida que se calienta, cada vez más nubes se vuelven ópticamente gruesas y el colapso se ralentiza. En algún punto de la línea, el momento angular de la nube se vuelve importante. La presencia de momento angular significa que el gas está girando básicamente alrededor de la protoestrella a medida que se colapsa. El gas choca consigo mismo a lo largo del eje de rotación y esto se cancela aproximadamente para que el gas mantenga su velocidad de rotación pero pierda su componente arriba / abajo. Forma un disco de acreción . Desde el disco, el material puede llegar a la protoestrella sin ser empujado porque en su lugar empuja el gas a lo largo de los polos. El disco de acreción puede volverse inestable para formar fragmentos más pequeños. Aquí es en última instancia donde se formarán los planetas.

Esta nube individual en colapso será una de muchas, muchas de esas nubes incrustadas en una nube mucho más grande. Tal vez pensar de esta manera. Una gran nube se vuelve inestable y comienza a colapsarse. No es perfectamente suave, por lo que, al colapsarse, la subcálvula también se vuelve inestable. El ritmo de colapso aumenta ligeramente a medida que activa una nube ligeramente más pequeña. El resultado general es que forma un grupo de estrellas, en lugar de solo una estrella. Ahora, el Sol claramente no está en un grupo ahora, pero una vez lo fue. Entonces, ¿qué pasa con el grupo? Resulta que el gas no permanece mucho tiempo en términos astronómicos. Sólo unos pocos millones o decenas de millones de años. Las estrellas más grandes ya han muerto, el gas es expulsado por toda la radiación estelar y las estrellas más pequeñas siguen su camino alegre durante cientos de millones de años.

Como dije al principio, el diablo está en los detalles, y hay muchos detalles. Encontrarás estanterías de libros de texto en una biblioteca universitaria. A pesar de esto, la forma en que se forman las estrellas es un área activa de investigación.