Formación Estelar Jerárquica (I)

Transcripción

1 Formación Estelar Jerárquica (I) Emilio J. Alfaro Instituto de Astrofísica de Andalucía IV Escuela Colombiana de Astronomía y Astrofísica Observatorio Astronómico Nacional en Bogotá

2 Formación y Muerte Estelar Gas Estrellas

3 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 cloud-cloud collision cocoon galactic disturbance shock wave fragmentation inside a protostellar disk accretion disk inside a supernova explosion compresses an Interstellar Cloud leading to forming a protostar forming a T Tauri star birth line free-fall contraction ejecting a arriving at the main sequence dust grains contains cold gas bi-polar jet

4 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

5 Escalas de formación Reconocimiento de patrones: Complejos Estelares

6 Complejos Estelares Los mayores agrupamientos estelares jóvenes coherentes en galaxias. (Mayores que las asociaciones OB ~ 80 pc en la Galaxia) M31 Antecedentes: LMC Shapley (1931): "small irregular star clouds" 400 pc de tamaño en LMC NGC 206 McKibben Nail & Shapley (1953): defined 12 "constellations" in the LMC Baade (1963): "superassociations" 30 Dor, NGC 206 in M31 van den Bergh 1981

7 Complejos Estelares: El origen

8 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 colecciones de de estrellas OB stars con un rango de edad más estrellas azules estrecho en M31 (10 Ma) permite identificar Asociaiones OB in M31 detectadas por van den Bergh (1981) complejos y tienen an tamaño promedio de 480 pc, mucho mayor que l de asociaciones las asocicaiones OB locales (80 pc). Battinelli et Efremov: al las asociaciones en M31 son complejos Complejos Estelares son colecciones de asociaciones OB Asociaciones contenidas en los complejos

9 Rebanadas y Complejos Estelares (Maragoudakis et al. 1998)

10 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 ~ L 0.5. Efremov & Elmegreen 1998

11 Supernubes

12 Estructura 3D del disco Alfaro, Cabrera-Caño & Delgado 1991

13 Estructura 3D del disco Alfaro, Cabrera-Caño & Delgado 1991

14 Distribución de YOCs Alfaro, Cabrera-Caño & Delgado 1992a

15 Z frente a Densidad Alfaro, Cabrera-Caño & Delgado 1992a

16 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

17 Corrugaciones Florido et al. 1991

18 Carina HI + Estrellas B

19 Alabeo en galaxias externas NGC 4013 (Bottema et al. 1996)

20 Alabeo Galáctico en HI Levine, Blitz, Heiles & Weimberg 2006

21 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

22 Un esquema simple

23 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.

24 Inestabilidades: Una pizca de Física Inestabilidad de Jeans Sea una nube de radio, R, densidad, ρ y masa incluida dentro del radio R, M enc Masa y Radio de Jeans t ff < t sound

25 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.

26 Inestabilidad de Parker en un brazo espiral

27 Evolución del gas

28 Corrugaciones y Meandering

29 Restricciones Observacionales 1. Giant Molecular Cloud [Blitz 1993, PP III] 2x10 5 ~1x10 6 M SUN ; ~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] 1x10 6 ~4x10 7 M SUN ; ~10 H cm -3 ; separation 1~4 Kpc mean separation of 10 6 M sun 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.

30 Properties of the Structures formed by Parker-Jeans Instability Y.M. Seo 1, S.S. Hong 1, S.M. Lee 2 and J. Kim 3 1 ASTRONOMY, SEOUL NATIONAL UNIVERSITY 2 SUPERCOMPUTING CENTER, KiSTI 3 KOREA ASTRONOMY & SPACE SCIENCE INSTITUTE

31 Previous Works of Parker Instability Results Summary Under Uniform External Gravity Under Non-uniform External Gravity [ Kim & Hong 1998; Kim, et al ] Under Self-gravity [ Lee & Hong 2007] Self gravitating disk under external grav ity [Seo et al ] convective motion everyw here in the disk. ISM turned into thin sheets due to interchange mode compatible with HI super-clou ds, but not with GMCs. compatible with HI superclouds, and with proto-gmcs.

32 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

33 La estructura del Gas Larson 1981 Fractalidad Fractalidad y propiedades D C,2D D M,2D D f Taurus Molecular Cloud (IRAS 100µ emission)