Presentación 2
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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