ZAMS (Zero Age Main Sequence)
Luego de una gestación de 10.106 años la protoestrella se convierte en estrella.
Se produce el ZAMS, entra a la secuencia principal.
Evidencias de protoestrellas y discos
Nebulosa de Orión: b) y c) regiones en posible contracción donde hay evidencias de
protoestrellas. d) y e) estrella jóvenes rodeadas de discos donde pueden formarse
planetas
Discos (al fin…)
Imagen de Beta Pictoris
tomada con el ESO ADONIS adaptive
optics system en el telescopio de
3.6-m y el coronógrafo del
Observatoire de Grenoble
¿Por qué preocuparnos por los discos protoplanetarios (circumestelares)
Estudiar la formación y evolución de discos es fundamental para entender el proceso de formación planetaria.
Los discos se pueden detectar mas facilmente que los planetas en torno a estrellas porque el área superficial del polvo del disco es 1014 veces mayor que la de un planeta.
Por otra parte, aunque un planeta posea la misma masa que la contenida en el polvo del disco, éste último emite y refleja mucho mejor la luz y puede ser observado a distancias mayores a la estrella (parte de esta radiación es debida a la acreción)
Si bien la estrella es mas caliente y masiva, las partículas pequeñas emiten mas energía porque tienen mayor área superficial.
Discos según el estado evolutivo de la estrella
Respecto a la distribución de la energía espectral (I vs ?):
En estrellas pre-secuencia principal se observa un gran exceso infrarrojo (asociados al disco). La estrella calienta al polvo y la energía es reemitida.
Otro efecto:exceso UV proveniente de las zonas cercanas a la estrella donde el material del disco que rota a alta velocidad se encuentra con la superficie de la estrella que rota mas lentamente (boundary layer).
Discos con envoltura: la envoltura reemite la radiación del disco y la estrella en longitudes de onda mas larga.
Objetos tipo 0 y I: objetos con envoltura extendida, sistemas muy jóvenes donde todavía hay gas de la nebulosa primordial.
Objetos tipo II: emisión infrarroja (etapa T-Tauri)
Objetos tipo III: casi en la SP, leve exceso infrarrojo.
La observación en IR es un método indirecto, detecciones ópticas son posibles gracias al HST.
¿Cómo explicar la ausencia de polvo?
La masa total de polvo en los discos fue determinada entre 10-4 y 10-3 masas solares.
Considerando la misma proporción polvo-gas que en el medio interestelar hay 100 veces mas cantidad de hidrógeno.
Masa total del disco: 0.01 – 0.1 masas solares
La mayoría de las T-Tauri tienen poco exceso infrarrojo si su edad es superior a los 3.106 años, por lo cual no poseen partículas micrométricas a pocas UA de la estrella.
El polvo tuvo que agruparse en objetos mayores dentro de esa escala de tiempo.
Para entender de que estamos hablando
El exceso de
emisión comparado
con la curva de Planck
de un cuerpo negro
disminuye a medida que
la estrella queda ‘sola’
Discos evolucionados alrededor de estrellas de la SP
Pregunta diagnóstico (elemento disparador): ¿cuál creen ustedes que es el primer disco evolucionado conocido en torno a una estrella ?
Importancia de IRAS: detección de 3 discos evolucionados
Vega
Fomalhaut
Beta Pictoris
Emisión IR en 60 – 100 micrones:
Los granos de polvo son mas grandes que los interestelares
El material orbita en el plano ecuatorial de la estrella
La extensión es entre 100 y 1000 UA
Las zonas internas (decenas de UA) están vacías
Interpretación: PLANETAS!!!!
Cualquier coincidencia con la realidad no es casualidad
Respecto a Beta Pictoris:
Posee fuertes líneas espectrales de absorción corridas al rojo: cometas que caen sobre la estrella.
En el 2001: ISO, la gran mayoría de las estrellas estudiadas llegan a la SP con un disco que decae luego de 400.106 años.
En nuestro Sistema solar el sol tiene el 99% de la masa pero el 2% del momento angular.
A medida que la nube primordial se contrae aumenta su velocidad de rotación hasta valores de 0.1 s-1 (velocidad que haría destruir la estrella).
La formación de un disco protoplanetario sería una forma de redistribuir el momento angular y permitir la formación estelar.
Objetivos de la primera parte
Conocer los componentes del medio interestelar
Diferenciar los distintos tipos de nebulosas y su relación con la formación estelar
Entender la importancia de los discos circumestelares.
Preguntas tipo:
¿Qué entiende por regiones HII? ¿Las mismas tienen alguna relación con la formación estelar?
¿Qué importancia tienen los discos circumestelares en la formación planetaria? ¿Son solamente una especulación teórica o hay observaciones que validen el modelo?
Dos enfoques posibles…
Origen y características generales de nuestro Sistema Solar
Características orbitales y físicas
Origen del Sistema Solar
¿Qué debemos explicar para tener un ‘modelo estándar’ consistente?
Cada planeta está aislado en el espacio, con distancias cada vez mayores entre sí a medida que nos alejamos del Sol.
Órbitas casi circulares (interacción con el disco?)
Órbitas casi coplanares (disco?) salvo Plutón (KBO)
Rotación en el mismo sentido que el Sol
Satélites que en su mayoría rotan en la misma dirección que sus planetas
Diferenciación (terrestres y jovianos lejos del Sol )
Características particulares de asteroides y cometas.
¿Qué herramientas tenemos? : remanentes de la formación que recuerdan su pasado: asteroides y cometas, que han permanecido incambiados.
Formación planetaria (teorías actuales)
Mecanismo: acreción
Tres etapas:
1. Los granos de polvo en la nebulosa primitiva forman núcleos de condensación, donde se comienza a acumular material (‘small clumps’)
2. A medida que esos cúmulos van creciendo, su masa aumenta y su área superficial también, entonces el proceso se acelera. Se forman millones de objetos del tamaño de pequeñas lunas: planetesimales.
3. Los planetesimales chocan y se mantienen unidos (merging) barriendo el material a su alrededor por atracción y quedan unos pocos protoplanetas.
El primer esquema muestra el proceso
completo desde la nube primordial a
los planetas.
El segundo es una simulación
computacional para el SS interior
Formación planetaria
En 10 billones de años el Sistema Solar queda limpio de remanentes luego del bombardeo primitivo o bombardeo pesado (¿origen de la Luna?).
¿Los planetas gigantes se formaron por el mismo proceso?
Muchos de los satélites regulares constituyen en su formación sistemas solares en miniatura a partir del gas que rodeaba os planetas exteriores
Los planetas gigantes (el rol de la temperatura)
Dependiendo de la temperatura se formaron diferentes materiales que luego serían los que constituirían los planetas:
A la distancia de Mercurio solamente se formaron granos metálicos
A 1 UA ya se puede considerar granos rocosos, silicatos
Entre 4 y 5 UA se congela el agua:
‘Línea de nieve’ que es la explicación para la diferenciación del Sistema Solar.
De acuerdo al modelo estándar los planetas gigantes se forman lejos de la estrella (esto, más adelante, nos va a dar un susto)
¿Cómo influyó la temperatura?
La eficiencia para capturar gas
Al poder acretar hielo, los planetas gigantes aumentaron rápidamente su masa y por lo tanto su atracción gravitatoria, lo que hace que algunos autores hablen de una formación directa, sin pasar por todas las etapas de acreción.
Fueron sumamente eficientes en la captura del gas lo que explica su gran masa, tamaño, baja densidad y composición.
Un ejemplo: Júpiter
El interior de Júpiter a partir de mediciones de las Voyager.
Sólo la región central en rojo es sólida.
Júpiter y Saturno:¿calor desde el interior ?
Júpiter:
Emite el doble de energía que
recibe del Sol.
Causa: lenta difusión de la energía
gravitatoria, residuo de la formación planetaria.
Saturno: estructura interna.
Reemite 3 veces mas que absorbe.
Causa: Contracción gravitacional
por la decantación de He que no
se disuelve en H líquido.
La última frontera de nuestro S. S.
Heliopausa :Punto en el que el viento solar se une al medio interestelar o al viento solar procedente de otras estrellas.
Viento solar: débil corriente de gas y partículas cargadas energéticamente, en su mayor parte protones y electrones ( plasma) que fluye desde el Sol; la velocidad del viento solar alcanza velocidades de 350 kilómetros por segundo.
Objetivos de la segunda parte
– Conocer las teorías modernas de formación de nuestro Sistema Solar
-Conocer las propiedades generales del Sistema Solar
Poder entender como estas teorías explican las observaciones y características de nuestro Sistema Solar
Preguntas tipo:
Explique el concepto de acreción.
¡Qué relevancia tiene para la diferenciación del Sistema Solar (planetas terrestres y jovianos) la línea de nieve?
A su entender ¿dónde esperaría encontrar planetas gigantes en otros sistemas planetarios?
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