Objeto estelar joven

Objetos estelares jóvenes en el complejo de nubes de Rho Ophiuchi

V1331 Cyg , un objeto estelar joven rodeado por una nebulosa de reflexión.

Un objeto estelar joven ( YSO , por sus siglas en inglés) designa una estrella en su etapa temprana de evolución. Esta clase consta de dos grupos de objetos: protoestrellas y estrellas de presecuencia principal .

Una estrella se forma por acumulación de material que cae en una protoestrella desde un disco o envoltura circunestelar . El material en el disco es más frío que la superficie de la protoestrella, por lo que irradia en longitudes de onda de luz más largas, produciendo un exceso de emisión infrarroja. A medida que el material en el disco se agota, el exceso infrarrojo disminuye. Por lo tanto, las estrellas jóvenes se clasifican generalmente en etapas evolutivas según la pendiente de su distribución de energía espectral en el infrarrojo medio , utilizando un esquema introducido por Lada (1987). Él propuso tres clases (I, II y III), basadas en los valores de los intervalos del índice espectral.${\displaystyle \alpha \,}$: ^{[ 1 ]}

${\displaystyle \alpha ={\frac {d\log(\lambda F_{\lambda })}{d\log(\lambda )}}}$.

Aquí${\displaystyle \lambda \,}$es la longitud de onda y${\displaystyle F_{\lambda }}$es la densidad de flujo .

El${\displaystyle \alpha \,}$se calcula en el intervalo de longitud de onda de 2,2–20${\displaystyle {\mu }m}$( región del infrarrojo cercano y medio ). Andre et al. (1993) descubrieron una clase 0: objetos con fuerte emisión submilimétrica, pero muy débil en${\displaystyle {\lambda }<10{\mu }m}$. ^{[ 2 ]} Greene et al. (1994) añadieron una quinta clase de fuentes de "espectro plano". ^{[ 3 ]}

• Fuentes de clase 0 : indetectables en${\displaystyle {\lambda }<20{\mu }m}$
• Las fuentes de Clase I tienen${\displaystyle {\alpha }>0.3}$
• Las fuentes de espectro plano tienen${\displaystyle 0.3>{\alpha }>-0.3}$
• Las fuentes de Clase II tienen${\displaystyle -0.3>{\alpha }>-1.6}$
• Las fuentes de clase III tienen${\displaystyle {\alpha }<-1.6}$

Este esquema de clasificación refleja aproximadamente la secuencia evolutiva. Se cree que la mayoría de las fuentes de Clase 0, profundamente integradas, evolucionan hacia la etapa de Clase I, disipando sus envolturas circunestelares . Finalmente, se vuelven ópticamente visibles en la línea de nacimiento estelar como estrellas de presecuencia principal.

Los objetos de Clase II tienen discos circunestelares y corresponden aproximadamente a las estrellas T Tauri clásicas , mientras que las estrellas de Clase III han perdido sus discos y corresponden aproximadamente a las estrellas T Tauri de líneas débiles. Una etapa intermedia donde los discos solo se pueden detectar en longitudes de onda más largas (por ejemplo, en${\displaystyle 24{\mu }m}$) se conocen como objetos de disco de transición.

Los objetos estelares jóvenes también están asociados con fenómenos de evolución estelar temprana: chorros y flujos bipolares , vientos de disco , máseres , objetos Herbig-Haro y discos protoplanetarios (discos circunestelares o proplyds).

Estas estrellas se pueden diferenciar por su masa: estrellas jóvenes masivas, estrellas jóvenes de masa intermedia y enanas marrones .

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  Chorro estelar joven MHO 2147 ^{[ 4 ]}

• glóbulo de Bok

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