¿Cómo los átomos de hidrógeno interestelar forman estrellas?

Carroll y Ostlie , y Shu son excelentes textos introductorios que tienen buenas discusiones sobre la formación estelar. El primero es un poco más cuantitativo, el segundo cualitativo. Además, las notas en línea de Mark Krumholz son fantásticas si tienes experiencia en física. La página de wikipedia tampoco está mal para los conceptos.

Formación estelar

El tratamiento más básico de la formación de estrellas es generalmente 'Jeans Collapse' (o 'Inestabilidad') . Comienzas con una gran extensión de gas y estimas a qué masa y radio (la "Masa de Jean" y el "Radio de Jean") la 'nube' colapsará y comenzará a formar estrellas. El material inicial tiene que tener una temperatura distinta de cero, porque 1) alcanzar 0 Kelvin es imposible, 2) el movimiento térmico y la presión es lo que evita que el gas ya se haya colapsado.

Como sugiere, cualquier perturbación de densidad inicial (que siempre hay en abundancia) puede ser la semilla del colapso inicial. Si imagina una distribución perfectamente uniforme de materia fría, cualquier aumento en la densidad es inestable y provocará un colapso gravitacional. Generalmente se piensa que el colapso es 'jerárquico' --- una gran nube o 'grupo' (1,000s - 10,000s de masas solares) comenzará a colapsar, luego 'núcleos' más pequeños (100's de masas solares) colapsarán dentro de ella, luego, finalmente, protoestrellas dentro de los núcleos.

Si el gas está caliente, no colapsará porque la presión térmica resiste la gravedad. Por lo tanto, la formación de estrellas requiere enfriamiento (cuyos detalles son un área de investigación muy activa). Para formar estrellas, el gas necesita alcanzar unos 10 Kelvin (¡muy frío!). A temperaturas tan bajas, el hidrógeno es neutro (los iones existen a temperaturas más altas) y eventualmente se combinan en 'hidrógeno molecular' ($H_2$).

Polvo (moléculas más pesadas que$H_2$en lenguaje astronómico) ayuda a enfriar y, por lo tanto, se asocia con una mayor formación estelar. El polvo y el gas molecular son las principales cosas que se ven en las regiones activas de formación estelar, como la Nebulosa Carina.

Si tomó lo que ha descrito literalmente, tan infinito en extensión (por lo que no hay fuerza neta en cada punto) y en 0K para que cada partícula no se mueva, sin tener en cuenta otro lío de 0K, entonces es posible que solo tenga una nube de polvo estático , pero como esto no es físico, mire una nube finita a una temperatura cercana a 0K. Entonces, como se describió anteriormente, terminaría con estrellas como resultado, en primer lugar, de una fuerza neta hacia algún centro, y también de regiones locales de mayor densidad que eventualmente también acumularían materia. Aumentar la temperatura significa que cada partícula puede sentarse más arriba en el pozo de potencial gravitacional del sistema, por lo que probablemente retrasaría un poco la formación de toda la estrella. A medida que las estrellas comienzan a formarse, las partículas ganarían naturalmente más energía cinética y la temperatura aumentaría, por lo que habría cierta presión hacia el exterior que resistiría el colapso, pero la gravedad general ganaría si estamos hablando de una nube de polvo considerable. Si estamos hablando de cerca del cero absoluto, entonces no habría ionización a menos que la densidad sea muy baja y la probabilidad de que un ion positivo y un ion negativo se unan sea muy baja. Mirando moléculas y más grandes, creo que cualquier cosa que aumente la falta de homogeneidad daría como resultado un colapso más rápido.

No estoy seguro de cuán maravilloso es eso y cuán correctos son algunos bits, pero estoy seguro de que otros corregirán cuando sea necesario, intente observar la gravedad newtoniana, específicamente el pozo de potencial dentro de un cuerpo esféricamente simétrico con densidad constante. Creo que sería bastante instructivo.