Formación estelar masiva con ALMA:
Fragmentación y multiplicidad
Asunción Fuente
Observatorio Astronómico Nacional
V Conferencia SEA--Toledo, Septiembre 2002
Formación estelar aislada
V Conferencia SEA--Toledo, Septiembre 2002
La formación de estrellas aisladas es la excepción!!
–Aproximadamente el 50% de las estrellas son binarias.
–Todas las estrellas masivas (masa > 5 Msol) se forman en
asociaciones de estrellas ligadas gravitacionalmente o
“clusters”
–La mayor parte de las estrellas poco masivas también se
forman en “clusters”
Sólo podremos entender la formación estelar si entendemos
el fenómeno de la multiplicidad.
V Conferencia SEA--Toledo, Septiembre 2002
Binarias
La formación de binarias puede ser por:
–Captura en presencia de un tercer cuerpo para absorber
el exceso de energía.
–Fragmentación del disco. Con simulaciones numéricas se
obtienen masas típicas de 0.01 - 0.1 Msol y separaciones de
5-100 UA
–Fragmentación en la fase de protoestrella. Es difícil
conseguir binarias muy cercanas (< 1 UA).
V Conferencia SEA--Toledo, Septiembre 2002
Binarias
V Conferencia SEA--Toledo, Septiembre 2002
Formación de estrellas masivas (M > 5 Msol)
Problemas:
–Por encima de 5 Msol todas las
estrellas se forman en “clusters”
–Ausencia de discos en estrellas
jóvenes
Fuente et al. (2001)
V Conferencia SEA--Toledo, Septiembre 2002
Formación de estrellas masivas
Con masas > 10 Msol y luminosidades entre 104-106 Lsol, las
estrellas masivas constituyen la principal fuente de energía
del medio interestelar y son las responsables del
enriquecimiento en elementos pesados de la Galaxia.
Son las responsables de la evolución energética y química de
la Galaxia
No se conoce el mecanismo de formación de las
estrellas masivas
V Conferencia SEA--Toledo, Septiembre 2002
Mecanismos de formación de estrellas masivas
El modelo de acreción “standard” que explica
satisfactoriamente la formación de estrellas poco masivas no
puede aplicarse a estrellas con masas superiores a 8-10 Msol
Se proponen dos escenarios:
–Colisiones: Las estrellas masivas se forman por colisiones de
estrellas (Bonnell 2002) o de protoestrellas (Stahler 2000)
–Acreción en una condensación turbulenta (McKee & Tan
2002): La alta presión de estas condensaciones proporciona
ritmos de acreción suficientemente altos para crear una
estrella masiva.
V Conferencia SEA--Toledo, Septiembre 2002
Mecanismos de formación de estrellas masivas
Acreción:
–Flujos bipolares
–Discos masivos en protoestrellas?
–IMF
Colisiones:
–Grado de “clustering” aumenta con la masa de la estrella
–La estrella masiva en el centro del “cluster”
–Ausencia de discos en estrellas pre-secuencia principal
V Conferencia SEA--Toledo, Septiembre 2002
Qué aportará ALMA?
–Estudio de “proto-binarias”
–Estudiar “clusters” en diferente estado evolutivo
–Estudio de “proto-clusters”: Debido a su baja temperatura, < 30 K,
sólo pueden estudiarse en milimétricas y submilimétricas.
Procesos
discos
como
el
colapso,
circumestelares
la
acreción
(circumbinarios,...)
competitiva,
podrán
observados con ALMA.
–Determinar la IMF en las regiones de formación estelar masiva.
V Conferencia SEA--Toledo, Septiembre 2002
ser
Formación estelar masiva: W3 (OH)
Imagen del continuo a 3.6cm obtenida con el VLA (Wilner et al. 2000). En
contornos, la imagen en el continuo a 1.3mm tomada con el PdBI (Menten et al.
2001). A la derecha, mapas interferométricos en distintas moléculas.
V Conferencia SEA --Toledo, Septiembre 2002
Observaciones de “clusters”
----------------------------------------------------------------------------------Objeto
Radio (UA)
Radio( 400 pc)
ALMA
----------------------------------------------------------------------------------Protoestrella
100 - 500 UA
0.3´´
3000 pc
(Disco)
Binarias
30-100 UA
<0.1´´
3000 pc
Cluster
8000 UA
-----------------------------------------------------------------------------------
V Conferencia SEA--Toledo, Septiembre 2002
Descargar

estrellas: estructura y evolucion