709
edits
Difference between revisions of "Bloc 1. Formació estel·lar"
From Potatopedia
Bloc 1. Formació estel·lar (view source)
Revision as of 15:23, 20 September 2021
, 15:23, 20 September 2021Partial save
(Fi de la classe) |
(Partial save) |
||
| Line 367: | Line 367: | ||
=== Fragmentació dels núvols moleculars === | === Fragmentació dels núvols moleculars === | ||
* Hi ha problemes amb el col·lapse. Els núvols moleculars són mooolt massius! (<math>M_c \approx 10^5-10^6 M_ | * Hi ha problemes amb el col·lapse. Els núvols moleculars són mooolt massius! (<math>M_c \approx 10^5-10^6 M_\odot</math>). | ||
** En principi s'haurien de formar estreles extremadament massives, fet que no s'observa. | ** En principi s'haurien de formar estreles extremadament massives, fet que no s'observa. | ||
*** Estrelles de població III: molt massives perquè les metal·licitat era baixa. | |||
* Els estels es formen, de fet, preferentment en grups (sistemes binaris, cúmuls estel·lars (100-1000rs d'estrelles)). | |||
Ha d'existir, doncs, un mecanisme de '''fragmentació del núvol molecular'''. | |||
* Aquesta fragmentació ha de tenir un límit, perquè si no naixerien més estels dels que s'observen. | |||
** Si són molt petites, les temperatures assolides als centres dels protoestels no arriben a ser prou altes per establir-hi els processos nuclears que sustenten els estels. | |||
--- | |||
La contracció del núvol es dona quan <math>M > M_J</math>. Per les condicions típiques en els GMCs tenim: | |||
<math>M_J \approx 4 \times 10^4 M_\odot \left( \frac{T}{100 K} \right)^{3/2} \left( \frac{n}{\text{cm}^{-3}} \right)^{-1/2}</math>. | |||
Com M_J és proporcional a n^{-1/2}, a mesura que es contrau el núvol la densitat creix, i per tant el criteri de Jeans pel col·lapse M > M_J es compleix per M cada cop més petites, donant lloc a la fragmentació. | |||
* No tota la massa del núvol s'usa realment per formar protoestels. Només en regions d'alta densitat es formen estels (https://youtu . be/3z9ZKAjbMhY). | |||
'''Exercici:''' veure diapositives. S'ha d'usar la bibliografia. | |||
--- | |||
* A mesura que la densitat del núvol creix, es fa més opac a la radiació tèrmica despresa degut al procés de contracció. Aquesta transferència d'energia feia que fins a aquest punt fos isotèrmic. | |||
** A partir d'ara, la temperatura creix i la pressió també de les regions centrals del núvol col·lapsant. | |||
** En aquest moment es restaura l'equilibri hidrostàtic i el col·lapse es frena fins assolir una contracció quasi-estàtica. En aquest punt és on podem dir que un protoestel ha nascut. | |||
* El gas circumdant continua caient sobre el protoestel ('''acreció'''). | |||
** Aquest procés d'acreció no té per què ser en totes les direccions. (es passa d'una acreció esfèrica a una acreció de disc) | |||
** La conservació del moment angular fa que aquest gas formi un disc d'acreció entorn al protoestel. | |||
** Part de l'energia gravitacional "extra" proporcionada pel disc escalfa el protoestel, la resta es radia al medi circumdant (IR i sum-mm principalment): | |||
<math>L \approx L_{\text{accr}} = \frac{GM\dot{M}}{2R}</math> | |||
[[Category:Astrofísica i cosmologia]] | [[Category:Astrofísica i cosmologia]] | ||
