Desde hace tiempo se sospechaba que la acumulación de material en las estrellas jóvenes no es continua, sino que sucede en eventos episódicos, que resultan en explosiones cortas de energía de estas estrellas. Sin embargo, esto ha sido ignorado en gran medida en los modelos de formación estelar.

Ahora, mediante el desarrollo de modelos avanzados de computadora para simular el comportamiento de las jóvenes estrellas, los astrofísicos de la Universidad de Cardiff Dr. Dimitris Stamatellos y el profesor Anthony Whitworth, junto con el Dr. David Hubber de la Universidad de Sheffield, han ofrecido una nueva visión en la formación de estrellas.

Las estrellas jóvenes están rodeados por discos de gas y polvo, y crecen por acreción de material de estos discos. Los discos se rompen para dar marcha a la luz de las pequeñas estrellas, y los planetas, objetos de mayor tamaño que los planetas, pero no lo suficientemente grandes como para quemar hidrógeno, como nuestro sol.

Una estrella adquiere gran parte de su masa por acreción de material de disco. La acreción es probablemente no continua, sino episódica. Se ha desarrollado un método para incluir los efectos de la acumulación de episodios en las simulaciones de formación de estrellas.

Los resultados episódicos de acreción son explosiones de radiación, durante el cual una protoestrella es muy luminoso, y su disco a su alrededor se calienta y se estabiliza.

Estos estallidos duran sólo unos pocos cientos de años. Por el contrario, las pausas entre las explosiones pueden durar unos pocos miles de años, durante estos momentos de calma la luminosidad de la protoestrella es muy baja, y su disco se enfría y fragmenta. Así, la acumulación de episodios permite la formación de estrellas de baja masa, y objetos de masa planetaria por la fragmentación del disco.

Si la acumulación episódica es un fenómeno común entre las protoestrellas jóvenes, la frecuencia y la duración de las ráfagas de acreción pueden ser críticas en la determinación de la parte baja de la masa de la función inicial de masas estelares.

Fuente: Physorg