Bloc 1. Formació estel·lar

Tema 1. El medi interestel·lar

• Els estels neixen a partir del medi present al medi interestel·lar (interstellar medium, ISM): el gas i la pols.
  • Al llarg de la seva vida, i depenent principalment de la massa de l'estel, aquest material es retornat a l'ISM (d'una manera o una altra), d'una manera cíclica. Aquest retorn és fet a través dels forts vents estel·lars (normalment estrelles grans, tot i que hi ha excepcions com el Sol) i/o events explosius (ex: supernoves).
• Noves generacions d'estels es formaran d'aquest mateix material ja processat, en un cicle que caracteritza la formació estel·lar des que les primeres poblacions d'estels (Pop III) aparegueren a l'Univers primitiu ([math]\displaystyle{ z \approx 20 }[/math]), de baixa metal·licitat i notablement massives, [math]\displaystyle{ \geq 100 }[/math] masses solars.
• Els estels són com les cèl·lules d'un teixit (analogia). A nivell constituent és així.
• La comprensió de l'ISM és clau per entendre tot.

Medi intergalàctic

• Les galàxies es mouen al seu torn en el ***medi intergalàctic*** (intergalactic medium, IGM) i, a més gran escala, (cúmuls i súper-cúmuls de galàxies), dins l'intracluster medium (ICM) amb característiques que poden diferir notablement de les de ISM (veure Draine 2001 i Rayden & Pogge 2021).
  • Aquests 3 medis tenen característiques diferents (temperatura, camps magnètics, etc.).
• 50-150 megapàrsecs: límit de la homogeneïtat. A partir d'aquí tot es veu homogeni. L'últim que es veu no homogeni són els clusters/súperclusters.
• Medi intracluster: hi ha filaments causats degut a la energia fosca.

Més sobre el medi interestel·lar

L'estudi de la física del medi interestel·lar és complexe:

• Vivim en una galàxia espiral: hi ha moviment turbulent del gas que conté, hi ha xocs (hi ha inclús ones de xoc que van viatjant per la galàxia que pot generar estels, però no es coneix molt sobre aquest tema), camps magnètics (l'orígen dels quals no es coneix, es creu que es el mateix medi interestel·lar que el genera, ja que es creu que està ordenat), massa fosca (sabem que ?? està dominada per la matèria fosca), rotació galàctica, etc. La modelació de l'ISM requereix l'utilització de les pertinents equacions magneto-hidrodinàmiques (MHD) i simulacions.
• La presència de pols, gas, àtoms/ions/mol·lècules o electrons lliures que impregnen l'ISM imposen condicions fortes als processos de transferència radiativa i la termodinàmica del medi. És un procés iteratiu ("feedback retroactiu"). L'estudi en detall de l'ISM pot requerir tenir en compte efectes quàntics per descriure'l adequadament (o el règim relativista).
• La creació/destrucció de grànuls de pols i molècules complexes requereix un coneixement profund dels processos químics que es donen a l'ISM, en un marc no reproduïble en laboratoris terrestres.

En aquesta secció veurem/estudiarem només algunes de les propietats de l'ISM relacionades amb la formació estel·lar.

• • (Comentari parèntesi: hi ha un joc online on es creen supernoves. Es veu com es formen estels. Interessant.)

Components del medi interestel·lar

Hidrogen interestel·lar

L'hidrogen és la component dominant en l'ISM, i el trobem en diferents formes. Els tres grans tipus són:

• Hidrogen neutre (H I)
• Hidrogen ionitzat (H II)
• Hidrogen molecular (H₂)

70% de la massa de l'ISM és hidrogen. L'Heli constitueix essencialment la massa restant(28%), seguit d'elements més petits com el carboni o el silici, que representen només un [math]\displaystyle{ \leq 2\% }[/math] del total.

Lamajor part de l'hidrogen difós en l'ISM és en forma de núvols d'hidrogen neutre H I que es troba en els orbitals més baixos (estat de mínima energia). Per tant, aquest hidrogen no és capaç de produir línies d'emissió típiques de les transicions orbitals electròniques.

Tampoc és fàcil detectar aquest hidrogen mitjançant línies d'absorció: es requereixen fotons ultraviolats (UV) necessaris per aquestes transicions, això només és possible per exemple quan els núvols d'H I es troben propers i per davant d'un estel que emeti en l'UV.

---

La detecció d'hidrogen neutre és possible però gràcies a l'emissió ràdio a 21 cm. Es produeix durant el revertiment de la direcció de l'spin de l'electró respecte el del protó en l'àtom d'hidrogen.

Tant el protó com l'electrò es defineixen mitjançant un moment angular (spin). La direcció de rotació està quantitzada: només pot prendre 2 valors ([math]\displaystyle{ m_s = \pm \frac{1}{2} }[/math]). A més a més, com estan carregades, la rotació donada per l'spin implica la creació d'un camp magnètic dipolar.

Si tenen spins alineats: configuració lleugerament més energètica. La transicióa una configuració d'anti-alineament...

TODO: Acabar de copiar de la diapo

---

L'emissió d'un fotó a 21cm per art d'un sol àtom és extremadament poc freqüent. Un cop en l'estat exfcitat, poden passar milions d'anys fins que es doni la transició espontània a l'estat de més baixa energia.

En contrast, des/excitacions poden venir estimulades per col·lisions entre àtoms (temps escala \approx centenars d'anys). Amb les densitats presents a l'ISM, l'emissió a 21 cm és detectable (en laboratoris terrestres les densitats són molt més altes, i l'emissió a 21 cm és pràcticament menyspreable).

TODO: Afegir foto diapo molt il·lustrativa.

Pols interestel·lar

La presència de pols interestel·lar es pot inferir a ull nu quan observem el disc de la Via Làctia, com a zones amb dèficit aparent d'estels. No és el cas, per descomptat, sinó que aquestes regions pateixen l'extinció interestel·lar causada per la pols, un efecte combinat resultant de la dispersió (scattering) i l'absorció de l'emissió de photons dels estels.

Els efectes d'aquesta extinció s'han de tenir presents en astronomia, per exemple en prendre el mòdul de distància (la relació entre la magnitud aparent i absolute d'un donat estel).

[math]\displaystyle{ m_\lambda = M_\lambda + 5 \log_{10} d - 5 + A_\lambda }[/math]

on d és la distància (en pàrsecs, [math]\displaystyle{ 1 pc \approx 3 \cdot 10^{18} \text{ cm} }[/math]), A representa el nombre de ...

TODO: Acabar de copiar

---

La disminució de la magnitud aparent d'un objecte, [math]\displaystyle{ A_\lambda }[/math], ha d'estar per tant necessàriament relacionada amb l'opacitat òptica. El ràtio de disminució de la intensitat lumínica ve donat per:

[math]\displaystyle{ I_\lambda = I_{\lambda, 0} \times e^{- \tau_\lambda} }[/math]

on [math]\displaystyle{ I_{\lambda, 0} }[/math] és la intensitat intrínseca, sense extensió i tau és l'espessor òptic. El canvi en magnitud aparent es pot expressar en funció de tau:

TODO: Copiar

---

L'espessor òptic en travessar un núvol de pols ve donat per:

[math]\displaystyle{ \tau_\lambda = \int_0^s n_d(s') \sigma_\lambda ds' }[/math]

on [math]\displaystyle{ n_d(s') }[/math] és la densitat (cm^-3) dels grànuls de pols responsables de l'scattering i sigma és la secció eficaç. Si assumim que sigma es mantè constant al llarg de la línia de visió, llavors:

[math]\displaystyle{ \tau_\lambda = \sigma_\lambda \int_0^s n_d(s') ds' \equiv \sigma_\lambda N_d }[/math]

on N_d és la columna de densitat de pols, és a dir, el nombre de partícules en un cilindre observador <--> estel, amb secció eficaç = 1 m^2.

Extinció interestel·lar: el nivell d'extinció interestel·lar depèn directament de la quantitat de gas interestel·lar que la llum ha de travessar fins arribar a l'observador.

---

La física relacionada amb la dispersió de la llum deguda a la presència de grànuls de pols interestel·lar va ser estudiada per primera vegada per Gustav Mie (1858-1957) a principis del segle X.

Mie va assumir inicialment que les partícules de pols es podien aproximar a petites esferes, caracteritzada per un cert radi a, i amb una secció eficaç donada per [math]\displaystyle{ \sigma_d = \pi a^2 }[/math]. Es defineix el coeficient d'extinció com:

TODO!!!

---

Va descubrir que quan la longitud d'ona de la llum incident és de l'ordre del tamany dels grànuls de pols, llavors Q_lambda \approx a/lambda. En aquest cas, en el límit en què lambda esdevé més gran que a, Q_\lamdba \to 0. Per altra banda, si \lambda és molt petit (llum molt energètica) en comparació amb a, llavors Q_\lambda \to const., és a dir, és independent de \lambda.

S'estableixen així 2 límits fenomenològics, en funció de la relació entre la longitud d'ona estudiada [math]\displaystyle{ \lambda }[/math] i el tamany típic dels grànuls de pols [math]\displaystyle{ a }[/math]:

[math]\displaystyle{ \sigma_\lambda = a^3/lambda (\lambda \gt a), a^2 *\lambda \lt \lt a (\lambda \lt \lt a) }[/math]

Analogia: a un llac, si lambda és més gran que a, l'ona no es veu afectada. Si per altra banda lambda és molt més petit que a, l'ona queda bloquejada (una illa al mig del llac p. ex). Les úniques ones que sobreviuen són les que poden "travessar" l'illa.

---

És evident doncs que $A_\lambda$ depèn de la longitud d'ona. Les lambda llargues (és a dir, vermell) no sofreixen una dispersió tant forta com les lambda curtes (és a dir, blau). La llum estel·lar travessant un núvol de pols esdevindrà per tant aparentment un núvol de pols esdevindrà per tant aparentment més rogenca del que la seva temperatura efectiva implicaria.

En canvi, si observem un núvol de pols en una direcció diferent que la de la línia de visió a un estel brillant situat darrera el núvol, el fet que la llum blava es dispersa amb més facilitat farà que observem una nebulosa de reflexió, com per exemple les Plèiades.

---

Les prediccions/models de Mie funcionen bé per longituds d'ona relativament grans. Per energies més altes apareixen desviacions importants. (més info + gràfic a les diapos)

El que hem fet ara són simplificacions, tot és més complicat (estem suposant que són esferes!!).

---

Les desviacions poden ser pels següents elements:

• Grafits: compost altament ordenat de carboni, que interactua fortament amb la llum a longituds d'ona approx 217.5 mm ("bump region").
• Hidrocarburs policíclics ("PAH"): molècules complexes orgàniques. Similar als nuclis atòmics, també hi trobem nivells d'energia quantitzats. L'excitació d'aquestes molècules (vibració, rotació) i posterior desexcitació emet un espectre característic, típicament en l'infraroig (3.3 micras i 12 micras, "unidentified infrared emission bands").
• Silicats (ex: Si-O): produeixen bandes d'absorció característiques en el rang 9.7-18 micras.