Apunts curs passat
Components medi estelar
- Pols interstelar
- Gas
- Hidrogen
- Hidrogen ionitzat (H II)
- Neutre (H I)
- Hidrogen molecular (H2)
- difosos
- gegants
- bok
- Heli (~28%)
- Elements més pesants (<2%)
Hidrogen neutre no té línies d’emissió. Però pot donar-se (per efecte quàntic i passa cada mil anys) que el protó i l’electró els dos tenen SPIN UP i de cop lelectro pren SPIN DOWN que és un estat encara més fonamental, i emet una emissio amb lognitud d’ona de 21 cm.
Forma núvols moleculars
No emet res però sel pot detectar mitjançant traçadors (CO el més comú), els quals si podem detectar.
Aleshores tipus de gasos
Gas “Coronal”
Gas Molecular
Rajos còsmics —> partícules carregades —> llei de potències amb dos canvis espectrals.
OJUT —> no es sap realment d’on venen els rajos còsmics d’alta energia, es sap que alguns venen de supernoves però s’acaba d’entendre d’on venen tots. No hi ha manera de traçar l’origen. Ara es vol mirar si les supernoves produeixen aquest tipus de fotons.
Els rajos còsmics acomulen aproximadament 1/3 de la densitat total de l’energia. Sorprenenment sembla ser 1/3, 1/3 i 1/3.
Formació de protoestels
Com aquestes components del medi interestelar acaben donant lloc a protoestels.
Hi ha molts efectes a tenir en compte a simulacions numèriques i malgrat els models han avançat molt, segueix sent un camp actiu de recerca. Però aquí ho simplificarem tot molt (sense camp magnètic ni coses no esfèriques ni trubulències hidrodinamiques).
Ta del Virial
Condició necessària per tenir un sistema gravitacionalment estable
On representa l’energia cinètica interna del núvol molecular
Criteri de Jeans —> per tal que en cas de sortir de l’equilibri obtinguem un colapse
Bla bla
Prenem que la densitat mitjana és constant .
El radi del núvol és
Obtenim el criteri de Jeans per saber si el núvol colapsarà o no, en funció de si té una masa o no superior a la massa de Jeans o també ho podem veure com si té un radi superior o no al radi de jeans
Massa mínima:
Radi mínim:
Això era una formulació històrica, i què passa amb tota l’accio que te el nuvol dins del trosset que intentes colapsar, que passa sobre la pressio externa? Cal tenirla en compte
Aleshores es planteja una correcció al criteri de Jeans. Que ve donada per la massa de Bonnor-Ebert
Amb s’anomena velocitat del so isotèrmica.
Amb la correcció aquesta ens dona que és 4 vegades més fàcil formar estels (se’n formaran més segons aquesta equació).
Si els gradients de pressió dins del gas són suficientment petits com per negligir-los —> el col·lapse es pot considerar com una caiguda lliure —> força ràpid es produirà
Si a més suposem que en aquesta fase de caiguda lliure la temperatura es manté més o menys constant —> tenim un col·lapse isotèrmic (l’energia gravitatoria alliberada pot escapar). —> Això serà així mentre el núvol sigui òpticament prim (sinó la radiació seria absorbida pel núvol)
òpticament prim vol dir
Assumpció de simetria esfèrica i per tant totes les variables només dependran de
Principalment ens haurem de preocupar de i
Equacions del moviment
Considerem quines forces actuen sobre
Gravetat —>
Pressió del gas intern —>
Pressió del gas extern —>
Arribem a
Assumim que la gravetat és molt més forta que no pas el gradient de pressió intern
—> aleshores queda
Si ara fem un altre dr/dt i substituim el valor de m_r i integrem un cop respecte el temps obtenim
—> LOCO FA MANDRA FARE MATHPIX AL POWER POINT I ALE
canvi de variables
Bla bla bla al final obtenim l’eq de moviment de la caiguda lliure quan aquest colapsa:
El temps de caiguda lliure serà (considerant ) i
no depen del radi inicial de l’esfera —> totes les parts del núvol tardaran el mateix temps a colapsar. —> colapse homòleg. —> tot colapsa a l’hora
anys
Formació protoestelar
Tipus de protoestels
- Classe 0 —> Joves —> Acreció esfèrica
- Classe I —> Protoestels d’1 milió d’anys —> dis d’acreció gruixut amb jets bipolars
- Classe II —> Fase estel T tauri —> fase pre-seqüència principal —> disc d’acreció encara gruixut
- Classe III —> Just abans de la seq. principal de l’evolució estelar. Disc d’acreció prim.
Equacions d’estat
equilibri termodinàmic local
CAS (ULTRA)RELATIVISTA
eq. Maxwell Boltzmann
n(p)dp=tal
Composició mixta
pes molecular mig del ió
Pressió de radiació
P=(1/3)aT^4
Llei de Stefan Boltzmann i densitat de Sirius B
L=4piR^2sigmaT^4
Principi d’exclusió de Pauli i dualitat ona partícula
nsq
Neutrins
bla bla —> sol sortir a examen. Lluminositat local, el que perdo en una capa o a les de sobre ns…
3a equació d’estructura estelar
Mesura de l’opacitat del medi estel·lar
Transport per conducció i per radiació
opacitat per condició
podem escriure un flux combinat de radiació i conducció