Formación estelar: ¿por qué es tan ineficiente?

• Título: Inefficient star formation through turbulence, magnetic fields and feedback
• Autor: Christoph Federrath
• Institución del autor: Research School of Astronomy and Astrophysics, The Australian National University, Canberra, ACT 2611, Australia
• Estatus de la publicación: Aceptada por publicación en Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
• Astrobite en inglés: Why is star formation so inefficient? (por Tim Lichtenberg)

¿Por qué hacerlo fácil cuando puedes hacerlo complicado?

La imagen histórica que se tiene de la formación estelar, el colapso del gas interestelar debido a su propia gravedad, tiene problemas por ser extremadamente simplista.  Incorporar este esquema en simulaciones resulta en una eficiencia de la formación estelar demasiado alta, lo que significa que un exceso de gas se convierte en estrellas.  Durante mucho tiempo se pensó que los efectos magnéticos disminuyen la eficiencia del proceso de formación estelar y reducen la tasa de la formación estelar a los niveles observados.  Un ejemplo del efecto magnético se llama difusión ambipolar, en la que partículas cargadas viajando en el campo magnético retardan a aquellas sin carga a través de colisiones. Sin embargo, este escenario necesita que los centros de las nubes moleculares, donde se forman las estrellas, sean muy densos y que sus alrrededores tengan unos flujos magnéticos muy altos.  Lamentablemente no se observa esto.  Por lo tanto debe haber otros mecanismos que contribuyen a suprimir que todo el gas se convierte en estrellas rápidamente.

Turbulencia y otras cosas…

Se propusieron varios mecanismos para superar el problema de la influencia magnética y a la vez diminuir la tasa de formación estelar a unos valores realistas.  En esta investigación, el autor implementa simulaciones magnetohidrodinámicas (gas + campos magnéticos) de formación estelar con el código FLASH y prueba la influencia de los distintos mecanismos en afectar el proceso de formación estelar.  Los efectos incorporados en las simulaciones son los siguientes:

• La turbulencia, el movimiento aleatorio de las partículas en el  fluido, puede estabilizar la nube de gas en grandes escalas contra el colapso gravitacional.
• Los campos magnéticos todavía desempeñan un papel a través la presión magnética que añade una presión a las nubes opuesta a la gravedad, reduciendo la tasa del colapso y por lo tanto, la tasa de formación estelar.
• Casos de retroalimentación estelar, el impacto de las estrellas en el ambiente como chorros y flujos de salida (outflows), lanzados desde un disco de acreción protoestelar, pueden alterar la estructura del nube y producir aún más turbulencia por los choques.

En las simulaciones realizados, se empieza con la simulación más simple (sin los efectos mencionados) y luego un mecanismo físico se añade cada vez, hasta que se tenga una simulación con todos los ingredientes activados. El siguiente video (creado por C. Federrath, tienes que mirar el video en HD) muestra la densidad del gas a lo largo de nuestra línea de visión, donde la escala está indicada por colores, desde el blanco (implicando densidad baja) seguido por el azul (densidad intermedia) hasta el amarillo (densidad alta). Las estrellas que han sido formadas de forma exitosa se muestran como puntos blancos. Cada panel en el video representa una simulación con una combinación específica de los mecanismos ya descritos. En la esquina superior izquierda de cada panel se indica: sólo gravedad (arriba, izquierda), gravedad con turbulencia (arriba, derecha), gravedad con turbulencia más campos magnéticos (abajo, izquierda), gravedad con turbulencia más campos magnéticos más chorros (abajo, derecha).

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Así que, ¿qué vemos?  Obviamente en la simulación con sólo gravedad (arriba, izquierda) muchas estrellas se forman rápidamente.  Al añadir un mecanismo de la lista, la eficiencia de formación estelar y la tasa de formación se reducen, como se puede ver en la Figura 1.

Figura 1: La tasa de formación estelar (SFR) contra tiempo, con varios de los mecanismos físicos en la simulación.  La región de trazos en negro indica la zona restringida a partir de observaciones.  La tasa de formación estelar es demasiado alta en las simulaciones simples.  Al añadir complejidad, como turbulencia, campos magnéticos, y retroalimentación estelar (chorros), la SFR disminuye a los valores observados.  La caída súbita a t~4 (veces el tiempo de caída libre) en la última simulación (línea negra) se supone que corresponde a la autorregulación del mecanismo de retroalimentación (ver texto).  Source: Federrath (2015)

Resulta que cada ingrediente en las simulaciones más complejas reduce la tasa de formación estelar por un factor dos. Esto significa que la turbulencia, los campos magnéticos, y la retroalimentación estelar contribuyen aproximadamente de forma igual a la disminución de la tasa de formación estelar.  Además, la caída súbita en la tasa de formación estelar en la simulación más compleja muestra signos de un fenómeno emergente: después de dispararse en los primeros momentos de la formación estelar debido al colapso del gas, los chorros y flujos de salida de las estrellas provocan turbulencia en el gas sobreviviente, lo que aumenta la fragmentación y conlleva a la aparición de nubes más pequeñas con una tasa de formación estelar más baja.  Desde ese momento, la tasa de formación estelar se mantiene constante, como un mecanismo de autorregulación.

Verificación de la realidad y maneras de avanzar

El resultado más notable de este trabajo es que las simulaciones alcanzaron una tasa de formación estelar similar a la tasa observada en nubes moleculares. La simulación más compleja muestra una tasa de ~0.04, en comparación con la tasa observada de ~0.01.  A partir de eso, el autor concluye que es probable que el papel jugado por la turbulencia y los campos magnéticos es más importante que lo que se especulaba en recientes resultados computacionales.  Estos resultados destacaron la importancia de la retroalimentación estelar pero no alcanzaron los valores observados como la tasa de formación estelar en la simulación de Federrath.  Entonces, el autor sugiere que una reducción en la tasa de formación estelar en estudios teóricos tiene que considerar otros tipos de mecanismos de retroalimentación, como los mostrados aquí. Otro candidato de la retroalimentación puede ser la presión de radiación, la influencia de la irradiación estelar en el gas de los alrrededores.