Movimientos propios del Objeto BN
y de la Fuente de Radio I en Orion
Luis F. Rodríguez, CRyA, UNAM
Campus Morelia
en colaboración con Laura Gómez,
Laurent Loinard y Susana Lizano del
CRyA, UNAM y Arcadio Poveda y
Christine Allen del IA, UNAM.
FORMACION DE
ESTRELLAS DE BAJA MASA
(M < 10 Msol )
a) Fragmentación de la nube
b) Contracción gravitational
c) Acreción y eyección
d) Formación del disco
e) Disco residual
f) Formación de planetas
(Shu, Adams & Lizano 1987)
Simbiosis Disco-Chorro
• Discos: La estrella se forma acretando del disco
(el cual a su vez acreta de la envolvente). Con el
tiempo, el disco se convertirá en planetas,
asteroides, cometas, etc.
• Chorro: Se lleva momento angular y energía del
disco, permitiendo que la acreción continúe.
Producen los objetos HH y los flujos moleculares,
afectando la cinemática y la química de la nube
ambiente.
Formación de Estrellas Masivas
• Con los avances alcanzados en el entendimiento
de la formación de las estrellas de baja masa, es
tentador pensar en la formación de las estrellas de
alta masa simplemente como una extensión de la
formación de estrellas de baja masa.
• Sin embargo…
Algunos problemas para extender el escenario de la
formación de estrellas de baja masa a las de alta masa:
• La presión de radiación actuando sobre los granos
de polvo puede llegar a ser lo suficientemente
grande para parar la caída de gas de la envolvente
al disco:
- Fgrav = GM*m/r2
– Frad = Ls/4pr2c
– Arriba de 10 Msun la presión de radiación puede
detener la caída de gas.
Entonces, ¿cómo se forman las estrellas con
M*>10M?
• Acreción:
– Necesitamos reducir la s efectiva, por ejemplo
teniendo una Macc muy grande.
– O reducir la luminosidad efectiva en ciertas direcciones
haciéndola anisotrópica
• Formación de estrellas masivas a través de
colisiones (fusión) de estrellas de masa intermedia
en cúmulos:
– Posible problema con sección recta para fusión
– ¿Consecuencias observacionales de estas colisiones?
Otras diferencias entre la formación de estrellas de
baja y alta masa
• Las propiedades físicas de las nubes que producen estrellas de baja y
de alta masa son diferentes:
• FS masiva: las nubes son más calientes, más grandes, y más masivas,
ubicadas principalmente en los brazos espirales, las estrellas de alta
masa se forman en cúmulos y asociacione
• FS de baja masa: en una población de nubes más frías distribuida a
través del disco galáctico (tambien en las nubes gigantes), no
necesariamente en cúmulos
• Las protoestrellas masivas son luminosas pero escasas y remotas
• Procesos de ionización asociados con las estrellas masivas: regiones
UCHII
• Los distintos medios ambientes pueden implicar que existan diferentes
mecanismos (o modos) para la FS de baja y de alta masa
¿Necesitamos fusiones?
• La evidencia de flujos colimados de
estrellas masivas jóvenes es relativamente
firme. Se comienza a obtener evidencia de
la presencia de discos. No se esperan discos
y flujos colimados después de una fusión.
• El caso de Orión BN/KL.
• Orión es la región más cercana con
formación estelar masiva.
En la región de
Orión BN/KL
hay un ejemplo
de un flujo
poderoso y sin
colimar. En su
centro hay varias
estrellas jóvenes
Imagen de H2 con
contornos de NH3
(Shuping et al.
2004; Wilson et al.
2000)
El objeto BN, una región UCHII en
movimiento…
BN Object
VLA 7 mm
En el radio, el objeto BN en la
región de Orión BN/KL se
detecta como una región
UCHII region ionizada por una
estrella tipo B.
Desde 1995, Plambeck et al.
habían reportado grandes
movimientos propios
(decenas de km s-1) hacia el
NW.
En un reciente
análisis de los
datos, Tan (2004)
había propuesto
que el objeto BN
había sido eyectado
hace unos 4,000
años por
interacciones en un
sistema estelar
múltiple ubicado en
q1C Ori, la estrella
más brillante del
Trapezio.
Sin embargo, nuestro análisis de datos del VLA tomados a lo largo de las
últimas dos décadas indica que la fuente de radio I (aparentemente un chorro
térmico), tambien se mueve en el cielo, alejándose de un punto entre ella y el
objeto BN,
Radio Source I
VLA 7 mm
La fuente de radio I
tambien está en
movimiento.
BN se mueve hacia el
NW a 27+-1 km s-1.
I se mueve hacia el
SE a 12+-2 km s-1.
Los datos sugieren
que hace unos 500
años, un sistema
estelar múltiple,
formado al menos
por BN e I tuvo un
encuentro cercano y
las estrellas fueron
expelidas en
direcciones
antiparalelas
BN o I deben de ser
sistemas binarios
cercanos para que
este escenario
funcione
energéticamente
Los encuentros en sistemas estelares múltiples
pueden llevar a la formación de binarias
cercanas o inclusive fusiones, con la producción
de eyecciones explosivas de gas (Bally &
Zinnecker 2005).
Reipurth (2000)
De hecho, alrededor de la
región BN/KL está el bien
conocido flujo con un límite
superior a su edad de
alrededor de 1000 años.
Es posible que el flujo y la
eyección de BN e I ocurrieron
en el mismo fenómeno.
La energía en el flujo es del
orden de 4X1047 ergs, quizá
producida por la formación de
un sistema binario cercano o
inclusive por una fusión.
Un análisis más reciente de
datos adicionales del VLA
muestra que hay una
tercera fuente (n) que se
aleja del mismo punto.
¿Un cúmulo joven en
desintegración?
Quedan muchas preguntas en la formación de
estrellas de alta masa…
• ¿Bastan los discos y los chorros?
• La acreción se ve necesaria dada la
existencia de flujos colimados (aunque éste
no es el caso en Orión BN/KL) y
posiblemente discos
• ¿Juegan las fusiones un papel importante?
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Masers and high mass star formation Claire Chandler