Presentación 2

Formación Estelar Jerárquica
(I)
Emilio J. Alfaro
Instituto de Astrofísica de Andalucía
IV Escuela Colombiana de Astronomía y Astrofísica
Observatorio Astronómico Nacional en Bogotá
Formación y Muerte Estelar
• Gas
Estrellas
FE: Puedo hacerlo más complicado…
• accretion disk
• bipolar jet
• birth line
• cloud-cloud collision
• cocoon
• cold gas
• disturbance
• dust grains
• fragmentation
• free fall contraction
• interstellar cloud
• main sequence
• nearby hot stars
• protostar
• protostellar disk
• shock wave
• T Tauri star
• supernova explosion
hot stars
galactic
disturbance
shock wave
cloud-cloud
collision
supernova explosion
dust grains
compresses an
Interstellar Cloud
leading to
fragmentation
cocoon
forming a
inside a
inside a
cold gas
free-fall contraction
protostar
protostellar disk
ejecting a
forming a
accretion disk
contains
T Tauri star
birth line
arriving at the
main sequence
bi-polar jet
¿Dónde ocurre?
• • En el disco de las espirales y en las
irregulares
¿Cómo se observa?
– – – Estrellas masivas: Brillantes en U y B, ionizan el
medio interestelar produciendo emisión en Hα
Estrellas de baja masa jóvenes: Rayos X
Asociadas al polvo y al gas atómico y molecular
(emisión en NIR, radio 21 cm, radio CO)
M33 Engargiola et al. (2004)
HI + CO
LMC
Hα + U + V
Escalas de formación
Reconocimiento de patrones:
Complejos Estelares
Complejos Estelares
• Los mayores agrupamientos estelares jóvenes
coherentes en galaxias. (Mayores que las asociaciones
M31
OB ~ 80 pc en la Galaxia)
• Antecedentes:
LMC – Shapley (1931): "small irregular star clouds" 400 pc de
NGC 206
tamaño en LMC
– McKibben Nail & Shapley (1953): defined 12 "constellations"
in the LMC
– Baade (1963): "superassociations" 30 Dor, NGC 206 in M31
van den Bergh 1981
Complejos Estelares: El origen
Definición ampliada de Efremov (1979)
• Un agrupamiento de estrellas Cefeidas con períodos y
velocidades similares
– es decir dentro de un rango estrecho de edades a (~50 Ma)
• Distinto de una “asociación OB“
La distribución
de
– colecciones
de estrellas OB stars con un rango de edad más
estrellas azules
en M31 (10 Ma)
estrecho
permite – identificar
Asociaiones OB in M31 detectadas por van den Bergh (1981)
complejos ytienen an tamaño promedio de 480 pc, mucho mayor que l de
asociacioneslas asocicaiones OB locales (80 pc).
Battinelli– etEfremov:
al. 1996 las asociaciones en M31 son “complejos”
– Complejos Estelares son colecciones de asociaciones OB
Asociaciones contenidas en los
complejos
Rebanadas y Complejos
Estelares (Maragoudakis et al.
1998)
Una ampliación del concepto
• Los Complejos estelares representan a la mayor escala
“globular” en una jerarquía de formación estelar que va de
estrellas multiples a brazos espirales floculentos.
• Escalas mayores evolucionan mas lentamente que: t ~ L0.5.
Efremov & Elmegreen 1998
Supernubes
Estructura 3D del disco
Alfaro, Cabrera-Caño & Delgado 1991
Estructura 3D del disco
Alfaro, Cabrera-Caño & Delgado 1991
Distribución de YOCs
Alfaro, Cabrera-Caño & Delgado 1992a
Z frente a Densidad
Alfaro, Cabrera-Caño & Delgado 1992a
Escalas Características
• Espaciamiento entre grandes
complejos S ~ 1.2 kpc
• Longitud de onda de la corrugación,
λ ~ 2.4 kpc
• Amplitud ~ 50 pc
• Tamaño complejo ~ 600 pc – 1kpc
Corrugaciones
Florido et al. 1991
Carina HI + Estrellas B
Alabeo en galaxias externas
NGC 4013 (Bottema et al. 1996)
Alabeo Galáctico en HI
Levine, Blitz, Heiles & Weimberg 2006
Alabeo estelar
2MASS red clump and red giant stars, selected at mean and fixed
heliocentric distances of R(Sun) ~ 3, 7 and 17 kpc.
Momany et al. 2006
Un esquema simple
Morfogénesis
• Desde principio de los 60 tenemos pruebas observacionales
de la existencia de desviaciones verticales “ordenadas” del
plano fundamental tanto en gas como en estrellas jóvenes.
• Las desviaciones verticales del disco galáctico se han
observado en diversas fases gaseosas así como en la
componente estelar joven. Los mismos trazadores de la
estructura vertical del disco proporcionan los parámetros
que describen los procesos de formación estelar.
• Aunque la morfogénesis es una disciplina arriesgada podemos
utilizar la estructura tridimensional del disco para explorar
los mecanismos físicos que transforman y ordenan el gas en
los discos galácticos e inducen la formación estelar a gran
escala.
Inestabilidades: Una pizca de
Física
Inestabilidad de Jeans
Sea una nube de radio, R, densidad, ρ y masa incluida dentro del radio R , Menc
Masa y Radio de Jeans
tff < tsound
Inestabilidad de Parker
• Imaginemos que aparte de la presión del
gas, tenemos presente otro tipo de
interacciones
– Presión de radiación
– Presión magnética
El término correspondiente a la variación de
presión tendría ahora varios sumandos
Si la presión magnética juega un papel
importante, tenemos un tipo de
inestabilidad llamada de Parker.
Inestabilidad de Parker en un
brazo espiral
Evolución del gas
Corrugaciones y “Meandering”
Restricciones Observacionales
1. Giant Molecular Cloud [Blitz 1993, PP III]
2x105 ~1x106 MSUN ; ~50 H2 cm-3 ; separation 0.4 ~ 0.6
Kpc
Star forming rate → Gas consumption rate
→ Need about 33 Myrs [Larson 1994]
2.
HI Super-cloud [Elmegreen & Elmegreen in 1981]
1x106 ~4x107MSUN ; ~10 H cm-3 ; separation 1~4 Kpc
mean separation of 106Msun clouds 1.2 Kpc
[Alfaro, Cabrera-Caño, Delgado 1992]
Arm Crossing time → about 120 Myrs
All HI super-clouds have GMCs inside ; not all GMCs are
located inside HI super-clouds.
Properties of the Structures
formed by Parker-Jeans
Instability
1
Seo ,
1
Hong ,
Y.M.
S.S.
2
3
S.M. Lee and J. Kim
1 ASTRONOMY, SEOUL NATIONAL
UNIVERSITY
2 SUPERCOMPUTING CENTER , KiSTI
3 KOREA ASTRONOMY & SPACE SCIENCE
INSTITUTE
Previous Works of
Parker Instability
Results Summary
Under Uniform
External Gravity
→ convective motion everyw
here in the disk.
Under Non-uniform
External Gravity
→ ISM turned into thin sheets due
to interchange mode
[ Kim & Hong 1998; Kim, et al. 2004 ]
Under Self-gravity
[ Lee & Hong 2007]
Self gravitating disk
under external grav
ity
[Seo
et al. 2007 ]
→ compatible with HI super-clou
ds, but not with GMCs.
→ compatible with HI superclouds, and with proto-GMCs.
• Resumen Final
• Complejos estelares ~ Mayor escala
de formación estelar en una galaxia.
• Escala continua de tamaños y edades
• Su origen se asocia a la formación de
las grandes nubes de HI
• Inestabilidades del disco
La estructura del Gas
• Larson 1981
• Fractalidad
• Fractalidad y
propiedades
2
DC,2D
DM,2D
1.5
1
1
1.5
2
Df
2.5
Taurus Molecular Cloud (IRAS 100µ emission)
3