![\"\"](\"https:\/\/www.iar.unlp.edu.ar\/wp-content\/uploads\/2019\/03\/cappa_art1.jpg\")
<\/a>Durante su evoluci\u00f3n hacia la secuencia principal, la protoestrella se contrae por su propia gravedad aumentando lentamente su temperatura y torn\u00e1ndose opaca, evitando as\u00ed que la radiaci\u00f3n escape del objeto hacia el exterior. La temperatura aumenta hasta que la presi\u00f3n de la protoestrella compensa la atracci\u00f3n gravitatoria de \u00e9sta. Se forma as\u00ed un n\u00facleo que tiene una masa menor que la masa final, al que se agrega m\u00e1s y m\u00e1s materia procedente de la nube molecular circundante que cae sobre la esfera densa. Al a\u00f1adirse m\u00e1s masa, el n\u00facleo lo compensa compact\u00e1ndose a\u00fan m\u00e1s. A aproximadamente 2000\u00b0C se disocian las mol\u00e9culas en el n\u00facleo denso. Al no escapar radiaci\u00f3n del n\u00facleo s\u00f3lo puede detectarse el material de los alrededores de la protoestrella que en el inter\u00edn ha ido formando un disco de acreci\u00f3n<\/strong> debido probablemente a la peque\u00f1a pero efectiva velocidad de rotaci\u00f3n de la nube. Desde este disco de acreci\u00f3n, el gas y polvo interestelar de los alrededores cae sobre la protoestrella. Cuando gran parte del material est\u00e1 sobre la protoestrella, esta se vuelve transparente a la luz haci\u00e9ndose visible.<\/p>\n\n\n\n El objeto sigue colapsando y junto con el proceso de acreci\u00f3n aparecen los jets protoestelares<\/strong> y los flujos moleculares<\/strong>, originados en el hecho de que el objeto central debe conservar el momento angular. El proceso sigue hasta que se inicia, finalmente, la quema del hidr\u00f3geno en el n\u00facleo cuando \u00e9ste llega a los 10 millones de \u00b0C. El dr\u00e1stico aumento de presi\u00f3n genera vientos estelares que se evidencian como jets protoestelares que expulsan parte del material que cae sobre el objeto central. La nueva estrella entra en la secuencia principal en la que transcurrir\u00e1 el resto de su vida.<\/p>\n\n\n\n La Figura 1 muestra en forma esquem\u00e1tica el disco a trav\u00e9s del que la estrella acreta<\/strong> material de la envoltura, la protoestrella en el centro, el jet \u00f3ptico y el flujo bipolar (molecular), ambos en direcciones perpendiculares al disco de acreci\u00f3n. Los flujos moleculares se originan en el jet<\/em>, que arrastra material molecular de la envoltura. Estos jets<\/em> se han detectado en el rango \u00f3ptico y en el IR cercano<\/span>1<\/sup><\/a><\/span>, particularmente a 2.12 micras, que corresponde a una l\u00ednea de emisi\u00f3n del hidr\u00f3geno molecular (H2<\/sub>) originada en la presencia de frentes de choque. Suelen encontrarse frentes de choque terminales en los extremos del jet<\/em> m\u00e1s alejados de la protoestrella que se denominan objetos Herbig-Haro<\/strong>, en honor de sus descubridores. Estos objetos HH muestran la regi\u00f3n de interacci\u00f3n del jet con el medio interestelar y se detectan en lineas \u00f3pticas as\u00ed como en H2<\/sub> entre otras l\u00edneas. <\/p>\n\n\n\n La figura 2 muestra el esquema evolutivo aceptado para estos objetos con masas bajas e intermedias. Los peque\u00f1os diagramas a la izquierda indican la distribuci\u00f3n espectral de energ\u00eda (que llamaremos SED de ac\u00e1 en m\u00e1s) correspondiente al objeto de la derecha. La SED es un gr\u00e1fico de emisi\u00f3n (en ordenadas) vs. Longitud de onda \u03bb (en absisas), indicando la emisi\u00f3n en cada \u03bb en micrones. N\u00f3tese que el diagrama es logar\u00edtmico. Analizaremos brevemente cada una de estas etapas. <\/p>\n Se indica la clasificaci\u00f3n de las fuentes:<\/p><\/p>\n\n\n\n El primer panel muestra a la derecha la nube molecular con el n\u00facleo denso ya formado, pero no se evidencia la presencia de protoestrellas. Es el llamado n\u00facleo preestelar<\/strong>, un fragmento fr\u00edo (T ~ –250\u00b0C) y denso que a\u00fan no muestra signos de colapso. En ese estado est\u00e1 del orden del mill\u00f3n de a\u00f1os. La SED de la derecha muestra que el objeto emite fuertemente en el infrarrojo (IR) lejano. Esta emisi\u00f3n se debe b\u00e1sicamente al polvo interestelar asociado al gas molecular de la nube (correspondiente a la banda submilim\u00e9trica). El segundo panel de la Figura indica el aspecto de la protoestrella en la fase principal de acreci\u00f3n a trav\u00e9s del disco (flechas azules), mientras que las flechas rojas indican el jet y flujo molecular bien colimado, es decir con un peque\u00f1o \u00e1ngulo de apertura, todo embebido en una nube molecular. La SED de la izquierda muestra la emisi\u00f3n en el continuo del lejano IR del polvo, que se detecta m\u00e1s extendido hacia el mediano IR, mostrando que la temperatura del polvo es mayor que en el primer panel (T< –200\u00b0C (la temperatura del polvo es mayor a medida que el objeto se detecta hacia \u03bb en el mediano y cercano IR). La duraci\u00f3n de esta etapa es a lo sumo de 30.000 a\u00f1os. El tercer panel muestra que parte de la envoltura de gas y polvo ha desaparacido, aunque la protoestrella a\u00fan aumenta su masa acretando material. Tambi\u00e9n est\u00e1n presentes los flujos moleculares aunque ya no son tan colimados. La temperatura del objeto es entre –200 y +300\u00b0C, permaneciendo en esta etapa alrededor de 200.000 a\u00f1os. El sector amarillo en la SED de la izquierda del panel corresponde a la emisi\u00f3n de cuerpo negro estelar. El cuarto y quinto paneles muestran las estrellas en su fase de presecuencia principal, que ya se detectan en el rango \u00f3ptico. El cuarto panel corresponde a las llamadas estrellas T Tauri cl\u00e1sicas, con temperaturas T < 3000\u00b0C. Ahora el disco puede ser protoplanetario, en el cual pueden estar dadas las condiciones f\u00edsicas para la formaci\u00f3n de planetas. La duraci\u00f3n de esta etapa es un mill\u00f3n de a\u00f1os. Finalmente el quinto panel muestra un disco con los restos del disco de acreci\u00f3n. La estrella es una T Tauri de l\u00edneas d\u00e9biles. Los diagramas a la izquierda de estas fases muestran las SEDs correspondientes, en rojo la emisi\u00f3n del disco de gas y polvo, que va disminuyendo a medida que se disipa el disco, y en amarillo la emisi\u00f3n de cuerpo negro de la estrella. <\/p>\n Por motivos observacionales el estudio de las estrellas ha ido hacia atr\u00e1s en su evoluci\u00f3n. Se comenz\u00f3 estudiando las estrellas j\u00f3venes m\u00e1s evolucionadas, que eran brillantes en el visible, luego se continu\u00f3 con las protoestrellas detectables en el infrarrojo, y por \u00faltimo las protoestrellas m\u00e1s j\u00f3venes y las condensaciones pre-estelares que s\u00f3lo pueden detectarse en \u03bb milim\u00e9tricas y submilim\u00e9tricas (acompa\u00f1ando el desarrollo del instrumental para diferentes rangos espectrales). Los candidatos a YSOs se detectan en las bandas del IR por medio de observaciones con muy buena resoluci\u00f3n angular. Hoy en d\u00eda la b\u00fasqueda, identificaci\u00f3n y clasificaci\u00f3n de los YSOs puede hacerse utilizando los cat\u00e1logos de fuentes puntuales IR disponibles en Internet. Estos cat\u00e1logos son los obtenidos por los sat\u00e9lites Spitzer<\/em> con sus instrumentos IRAC (con observaciones en 3.6, 4.5, 5.8 y 8 micras, con resoluci\u00f3n angular \u03b8 = 1 arcsec), y MIPS (en 24 micras, \u03b8 = 6 arcsec), WISE (en 4.6, 8, 12 y 22 micras, \u03b8 = 4 arcsec), MSX (8, 12, 14 y 22 micras, \u03b8 = 18 arcsec) y desde tierra el cat\u00e1logo 2MASS (bandas J,H,K del cercano IR, \u03b8 = 2 arcsec). <\/p>\n\n\n\n Todos permiten identificar YSOs utilizando criterios fotom\u00e9tricos y diagramas color-color como los mostrados en la Fig. 3 para datos de Spitzer<\/em> y la Fig. 4 para datos de 2MASS. El cat\u00e1logo de fuentes puntuales MSX permite identificar objetos estelares j\u00f3venes masivos (MYSOs).<\/p>\n\n\n\n Flujos moleculares bipolares<\/strong><\/p>\n\n\n\n Alrededor de 1950 se descubrieron unas estructuras \u00f3pticas caracterizados por tener l\u00edneas de baja excitaci\u00f3n (H\u03b1 entre otras), t\u00edpicas de gas ionizado. Estos objetos, denominados posteriormente objetos Herbig-Haro en honor de sus dos descubridores resultaron estar ubicados en los extremos de los jets estelares, y marcan la ubicaci\u00f3n de la zona de interacci\u00f3n del jet con el gas molecular de los alrededores. En 1980, Snell et al. publicaron el descubrimiento del primer flujo molecular en la nube oscura L1551 detectado en la l\u00ednea 12<\/sup>CO(1-0) del Mon\u00f3xido de Carbono (CO), en 2.7 mm, utilizando un radiotelescopio. Bas\u00e1ndose en estos datos los autores propusieron que el flujo bipolar es el gas de la nube molecular ambiental que es barrido por un viento estelar r\u00e1pido colimado por un disco de acreci\u00f3n circunstelar, dando as\u00ed una explicaci\u00f3n a lo que hasta entonces era un enigma. Puede observ\u00e1rselos tambi\u00e9n en otras l\u00edneas moleculares, como Mon\u00f3xido de Silicio (SiO) que muestra regiones donde act\u00faan frentes de choque, HCO+, y otras.<\/p>\n\n\n\n Unos a\u00f1os m\u00e1s tarde los primeros “jets<\/em>\u201d fueron descubiertos en l\u00edneas \u00f3pticas y continuo de radio. Estos descubrimientos revelaban la existencia de eyecciones de materia muy energ\u00e9ticas y colimadas en las protoestrellas. Est\u00e1n presentes tanto en protoestrellas de baja masa como de gran masa, aunque el grado de colimaci\u00f3n es menor en las protoestrellas masivas y se los encuentra mientras dura la fase de acreci\u00f3n. La Fig. 6 muestra el objeto HH 211, muy estudiado, en el que se identifican claramente el disco de acreci\u00f3n en el centro observado en 1.3 mm (1300 micras), los flujos moleculares en 12<\/sup>CO en contornos (se ven los dos l\u00f3bulos, con un alto grado de colimaci\u00f3n), y los objetos HH en los extremos observados en la l\u00ednea H Finalmente, la Fig. 7 corresponde a HH137 (Ferrero et al. 2018, a quien agradezco la modificaci\u00f3n en la imagen), un objeto estudiado por nuestro grupo. Las peque\u00f1as emisiones en H\u03b1 que muestran las componentes del objeto HH fueron detectados en 1993, mientras que la emisi\u00f3n en verde corresponde a H2<\/sub> en 2.12 micras y fue obtenida con Gemini-Sur (Chile) y no muestra demasiada correlaci\u00f3n con la emisi\u00f3n \u00f3ptica, lo que no es extra\u00f1o en estos objetos. La emisi\u00f3n de H2<\/sub> en 2.12 micras muestra la presencia de material en el que han actuado los frentes de choque. <\/p>\n\n\n\n Los contornos blancos muestran el flujo molecular en la l\u00ednea de 12<\/sup>CO(3-2) (datos obtenidos con el telescopio APEX ubicado en la Puna de Atacama, Chile). En este caso hemos detectado solamente el l\u00f3bulo que se acerca al observador. Probablemente el l\u00f3bulo que se aleja del observador (correspondiente a HH138) est\u00e1 embebido en el grumo denso y la resoluci\u00f3n angular de nuestros datos de CO no es suficiente para identificarlo.<\/p>\n\n\n\n Los flujos bipolares son el mecanismo de dispersi\u00f3n de materia m\u00e1s eficiente durante la fase de protoestrella, y pueden tener un papel decisivo en la determinaci\u00f3n de la masa final de la estrella.<\/p>\n\n\n\n<\/a>
<\/figcaption><\/figure>\n\n\n\n
En direcci\u00f3n a estas regiones se realizan observaciones de l\u00edneas moleculares (particularmente l\u00edneas de is\u00f3topos del CO y l\u00edneas moleculares trazadoras de gas de alta densidad), que permiten conocer la cinem\u00e1tica de la regi\u00f3n. A medida que transcurre el tiempo, a trav\u00e9s de la comparaci\u00f3n de la masa de gas molecular y de la masa obtenida del Teorema del Virial<\/span>2<\/sup><\/a><\/span> podemos saber si el n\u00facleo est\u00e1 colapsando o es estable. Para que se forme una nueva estrella el n\u00facleo deber\u00eda colapsar.
Estas condensaciones pre-estelares est\u00e1n separadas del resto de la nube por un borde abrupto. No hay n\u00facleo protoestelar. Sin embargo, la determinaci\u00f3n de la estructura en densidad de las condensaciones protoestelares es fundamental para conocer las condiciones iniciales del colapso. En estos grumos preestelares se ha detectado deficiencia de algunas mol\u00e9culas, que se origina en que \u00e9stas quedan pegadas a los granos de polvo y por tanto no se detectan en las observaciones moleculares.<\/p>\n<\/li>\n
Estos objetos tienen un n\u00facleo protoestelar en contracci\u00f3n gravitatoria, pero no es detectable en el IR cercano o mediano. La evidencia de que existe un YSO proviene de detectar flujos bipolares o emisi\u00f3n de continuo en radio, mientras que las observaciones de l\u00edneas moleculares permiten conocer los par\u00e1metros f\u00edsicos del gas (temperaturas, masas, densidades y cinem\u00e1tica). El gas molecular se detecta en todas las etapas de formaci\u00f3n. En general se realizan observaciones de CO, que es un trazador de Hidr\u00f3geno molecular, principal componente del gas molecular.<\/p>\n<\/li>\n
El objeto ya se detecta en el IR cercano.<\/p>\n<\/li>\n
As\u00ed, Lada & Wilking (1984) clasificaron los YSOs en base a la pendiente de su SED obtenida entre 2.2 y 25 micras en Clases I, II y III. En 1993, Andre et al. descubrieron los objetos de Clase 0, objetos con emisi\u00f3n intensa en el rango submilim\u00e9trico.
Cuando aparecieron instrumentos para obtener im\u00e1genes de la emisi\u00f3n de continuo del polvo en el IR lejano (longitudes de onda mm y sub-mm) como por ejemplo SCUBA (en el JCMT, en Hawai), se comenz\u00f3 el estudio de las protoestrellas m\u00e1s j\u00f3venes y las condensaciones proto-estelares, por lo que la Clase 0 fue agregada posteriormente<\/p>\n<\/li>\n<\/ol>\n\n\nIdentificaci\u00f3n de YSOs<\/strong>
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Las observaciones de CO de flujos bipolares (un 20% presentan un solo l\u00f3bulo) se detectan en los espectros de 12<\/sup>CO, en varias transiciones rotacionales como extensiones de emisi\u00f3n en las alas de los espectros cuando los flujos moleculares y el disco de acreci\u00f3n quedan dentro del haz del radiotelescopio.
Si el radiotelescopio usado permite, en cambio resolverlos, aunque sea m\u00ednimamente, se detectan como se muestra en la Figura 5. Los tres espectros de CO corresponden a la zona central con la protoestrella (n\u00f3tese que el espectro tiene las alas ensanchadas) y el disco de acreci\u00f3n, mientras que el espectro de la izquierda revela el l\u00f3bulo que se aleja del observador, dado que la emisi\u00f3n del flujo molecular est\u00e1 corrida hacia el rojo (con velocidades mayores que las del m\u00e1ximo de emisi\u00f3n), y el de la derecha, el l\u00f3bulo que se acerca al observador, indicado por la componente de velocidad negativa. Se muestran algunos objetos HH que se encuentran en el interior del l\u00f3bulo.<\/p>\n\n\n\n<\/a><\/a>Citas bibliogr\u00e1ficas<\/strong><\/h3>\n\n\n\n
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