Analogías entre el clima terrestre y el galáctico:
El estudio de la formación estelar a nivel colectivo se hace de manera similar a la predicción del tiempo (climático) en meteorología.
Se resuelven en supercomputadoras las ecuaciones que rigen el comportamiento de los fluidos, en presencia de autogravedad y campo magnético.
Passot, Vázquez-Semadeni & Pouquet 1995
Conservación de masa
Conservación de momento
Conservación de energía interna
Conservación de flujo
magnético
Gravedad (Poisson)
0,
Uso de simulaciones numéricas para atacar los problemas de la formación de nubes, la SFE y la IMF
44
La SFE
… Vázquez-Semadeni et al. (2003) encontraron empíricamente
donde
l0 ~ 0.1 pc,
a = índice de la relación dispersión de velocidades-tamaño,
ld = escala de inyección de la turbulencia.
(Gp:) Ms=2
(Gp:) Ms=6
(Gp:) Ms=10
(Gp:) Ms=3.2
(Gp:) Vázquez-Semadeni et al. 2003, ApJ 585, L131
46
La IMF
En la actualidad, hay dos modelos principales que compiten para explicar el origen de la IMF:
El modelo de que la IMF proviene de la CMF.
Bajo esta hipótesis, sólo hay que explicar por qué la turbulencia en las nubes produciría una distribución de masas de los cores igual a la distribución de masas de las estrellas.
Se han construido teorías para determinar la CMF a partir de la turbulencia en el MI.
Se compara con las observaciones.
Si se reproduce la IMF observada, el modelo pasa esta prueba (aunque no se demuestra que es EL modelo correcto).
Padoan et al. 2007 (simulación)
Kroupa 2001 (observación)
Sin embargo, hay dudas acerca de este modelo:
Algunas de sus hipótesis son cuestionables.
La definición de los cores en las observaciones y en las simulaciones no está libre de ambigüedades,
Como se ve, el campo de densidad no consiste en esferitas, sino que es muy filamentario.
Ballesteros-Paredes & Mac Low (2002) demostraron que la definición de los cores afecta su espectro de masas.
Este modelo ha sido criticado por aparentemente requerir condiciones demasiado “apretujadas” (“crowded”) para las estrellas en formación, que posiblemente
sólo puedan darse en la formación de cúmulos estelares muy poblados,
son resultado de excesiva fragmentación producida por el esquema numérico utilizado para resolver las ecuaciones HD,
omitir la radiación ionizante de las estrellas que ya se van formando.
En resumen, la moneda está en el aire…
51
La formación de las nubes
La evolución de las nubes y sus efectos
Considerar la evolución de las NMs puede ayudar a entender otros aspectos de la FE:
Si están en equilibrio (como antes se pensaba) o no.
La duración total de las nubes, y, por lo tanto, de la FE.
La auto-regulación de la FE y la posible destrucción de las NMs.
Si son sub- o supercríticas.
Virialización de las nubes y la auto-regulación de la FE.
Varios grupos (Audit & Hennebelle 2005; Heitsch et al. 2005; Vázquez-Semadeni et al. 2006, 2007) han estudiado numéricamente la formación de NMs por compresiones en el medio interestelar.
Basados en la idea de que las NMs parecen ser los máximos de densidad de la distribución del gas en la Galaxia.
Engargiola et al. 2003:
Estudio de M33:
Imagen en color: Distribución del gas atómico.
Círculos: Gas molecular (CO)
Concluyen que las nubes moleculares se forman a partir del gas atómico.
Y en que las nubes
parecen más las “crestas de las olas”, siendo grumosas y filamentarias (fractales)…
… que esféricas autogravitantes en equilibrio;
Resultados:
La nube en la simulación no está equilibrio.
La SFE, definida como
es una cantidad que va cambiando en el tiempo. Las observaciones sólo “cachan” un instante de la evolución.
(Gp:) SF starts (17.2 Myr)
(Gp:) Global collapse starts
(~11 Myr)
(Gp:) M*+Mn
(Gp:) M*
(Gp:) Mn
~ 3.8 km s-1
Inflow weakens, collapse starts (12.2 Myr)
SF starts (17.2 Myr)
3) La turbulencia en las nubes moleculares puede ser producida, al menos inicialmente, por el proceso mismo de formación de la nube.
(Vázquez-Semadeni et al. 2007)
Visión alternativa:
Krumholz, McKee, Matzner y colaboradores sostienen que la inyección de energía estelar en las nubes es capaz de mantenerlas cerca del equilibrio durante tiempos de hasta 30 Myr.
Se requieren simulaciones numéricas modernas con retroalimentación por inyección de energía estelar.
La moneda está en el aire…
Simulación de 1995 en 2D, pero con inyección de energía estelar, campo magnético y autogravedad.
Passot, Vázquez-Semadeni & Pouquet (1995)
1000 pc (3260 años luz)
Resumen
El estudio de la formación de las estrellas involucra conceptos de física, química y matemáticas.
Las estrellas se forman cuando una cierta parte densa de una nube molecular se vuelve gravitacionalmente inestable y se colapsa.
Estudiamos dos criterios fundamentales que esto pueda ocurrir:
Si una nube está soportada por presión térmica y tiene una masa mayor que su masa de Jeans MJ, entonces se colapsa.
Como MJ disminuye al aumentar la densidad, la nube se debe fragmentar mientras se colapsa.
Si una nube está soportada por el campo magnético y tiene un cociente masa a flujo magnético mayor que un cierto valor crítico (si la nube es supercrítica), entonces se colapsa.
Los grandes problemas sobre la formación estelar hoy en día son explicar la SFR, SFE y la IMF.
Entender la SFE requiere entender qué fracción de una nube se vuelve gravitacionalmente inestable.
Entender la IMF requiere saber cómo se determinan las masas de las estrellas.
La turbulencia supersónica en las nubes
contribuye a disminuir la SFE hasta cerca de un 30%, pero requiere de “ayuda” del campo magnético para lograr niveles del 5%;
causa que haya variaciones de densidad en las nubes, cuya distribución de masas podría ser la responsable de la IMF;
pero no se sabe si permanece constante, o se amortigua con el tiempo.
Un mecanismo alternativo que podría ser responsable de la IMF es la “acreción competitiva”.
La teoría sigue en construcción:
IMF: ¿Derivada de la CMF o debida a la acreción competitiva?
La turbulencia en las nubes:
¿Se mantiene o decae? (o algún régimen intermedio?)
¿Pasa de ser alimentada por la formación de la nube a la inyección de energía por estrellas?
Retroalimentación de energía estelar: ¿Estabiliza a las nubes o las dispersa? ¿O ninguna de las anteriores?
¿Es suficientemente intenso el campo magnético para soportar los cores?
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