{"id":1005,"date":"2026-01-06T14:28:09","date_gmt":"2026-01-06T14:28:09","guid":{"rendered":"http:\/\/webiar.iar.unlp.edu.ar\/?page_id=1005"},"modified":"2026-03-03T16:50:22","modified_gmt":"2026-03-03T16:50:22","slug":"formacion-estelar","status":"publish","type":"page","link":"https:\/\/www.iar.unlp.edu.ar\/index.php\/formacion-estelar\/","title":{"rendered":"Formaci\u00f3n estelar"},"content":{"rendered":"

Formaci\u00f3n estelar<\/h3>\n
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La comprensi\u00f3n de los procesos naturales que llevan a la formaci\u00f3n de nuevas estrellas ha progesado de forma muy significativa en las \u00faltimas dos d\u00e9cadas gracias fundamentalmente a los avances tecnol\u00f3gicos relacionados con la Radioastronom\u00eda. Las observaciones en ondas milim\u00e9tricas y centim\u00e9tricas son capaces de revelar el interior de las nubes moleculares -opacas a la luz \u00f3ptica e incluso infrarroja- en las que se forman las nuevas estrellas. En particular, la informaci\u00f3n recabada por observaciones interferom\u00e9tricas de alta resoluci\u00f3n angular permite tener una idea de las etapas evolutivas tempranas por las que pasan las protoestrellas de masa solar durante sus primeros 10 millones de a\u00f1os. Desde la fase conocida como Clase 0, en la que un n\u00facleo protoestelar ya colapsado acreta material de su entorno a un ritmo alto y que se asocia as\u00ed mismo con la eyecci\u00f3n de potentes jets y flujos moleculares, hasta la fase conocida como Clase III (estrellas j\u00f3venes o T Tauris) en la que el sistema limpi\u00f3 o atrap\u00f3 el material circundante y comenz\u00f3 a disipar el disco ecuatorial que en etapas previas alberg\u00f3 el crecimiento de protoplanetas, se sigue incorporando informaci\u00f3n que, detalle a detalle, hace mucho m\u00e1s completo el entendimiento de este proceso.<\/p>\n

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El proceso de formaci\u00f3n de estrellas masivas es mucho m\u00e1s veloz y por ello peor entendido. Al ser un proceso m\u00e1s r\u00e1pido (a estas estrellas les toma unos 500,000 a\u00f1os en alcanzar la “Secuencia Principal”), se encuentran menos objetos en etapas tempranas y, los que vemos, se encuentran m\u00e1s lejos que sus contrapartidas de baja masa. Adem\u00e1s, estos objetos est\u00e1n rodeados de una mayor cantidad de gas y polvo y, por ende, su estudio se hace m\u00e1s complicado y s\u00f3lo accesible mediante observaciones en longitudes de onda largas. Hasta la fecha, se han recabado evidencias de que algunos de estos objetos se formar\u00edan de un modo an\u00e1logo al de las estrellas de tipo solar pero con tasas de acreci\u00f3n varios \u00f3rdenes de magnitud mayores. Otros estudios reciente sugieren escenarios mucho m\u00e1s din\u00e1micos en los que las protoestrellas de un mismo sistema “compiten gravitatoriamente” por el material circundante o incluso pueden llegar a fusionarse. Este \u00faltimo escenario dar\u00eda lugar a la eyecci\u00f3n de flujos moleculares caracterizados como de tipo explosivo.<\/p>\n

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Cr\u00e9dito de las im\u00e1genes: El sistema SR24 es un sistema protoestelar triple ubicado en la Nube Molecular de Ofiuco, a 120 pc de distancia a la Tierra. El sistema comprende al disco de transici\u00f3n SR24 Sur y una binaria asociada a otro disco mucho m\u00e1s compacto, SR24 Norte, a unas 620 ua de distancia del primero. En la imagen principal aparece la emisi\u00f3n en \u00f3ptico de la luz reflejada en los discos y el material alrededor de las componentes principales del sistema tomada con el filtro f606w del Telescopio Espacial Hubble (HST) y superpuesta con contornos rojos que muestran la emisi\u00f3n de polvo fr\u00edo observada a 1.3 mm con el Atacama Millimeter\/Submillimeter Array (ALMA). El zoom derecho muestra la emisi\u00f3n de ALMA del disco de SR24 Sur, con una cavidad central, propia de sistemas evolucionados. El zoom izquierdo muestra la emisi\u00f3n infrarroja observada con VLT\/NACO en 2 micrones procedente de las dos compa\u00f1eras de SR24 Norte (adaptada de Correia et al. 2006). Art\u00edculo en: The Astrophysical Journal, Volume 845, Issue 1, article id. 10, 11 pp. (2017).\u00a0https:\/\/ui.adsabs.harvard.edu\/abs\/2017ApJ…845…10F\/abstract<\/figcaption><\/figure>\n

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