Explorando la oscuridad, buscando estrellas en formación

Título: Early science with the Large Millimeter Telescope: Fragmentation of molecular clumps in the Galaxy
Autores: M. Heyer, G. W. Wilson, R. Gutermuth, S. Lizano, A. Gómez-Ruíz, S. Kurtz, A. Luna, E. O. Serrano Bernal y F. P. Schloerb
Institución del primer autor: Departamento de Astronomía, Universidad de Massachusetts, Amherst, MA, USA
Estatus: Aceptado para su publicación en MNRAS

Figura 1. Esquema de la fragmentación de las nubes moleculares en el proceso de formación estelar. Crédito: Ana Torres Campos.

A pesar de que vemos un cielo repleto de estrellas y llevamos admirándolas y estudiándolas miles de años, todavía tenemos dudas sobre el proceso evolutivo de las estrellas. Sabemos que las estrellas se forman a partir de condensaciones densas, frías y oscuras dentro de nubes moleculares (Figura 1). Estas condensaciones son comúnmente conocidas como núcleos densos o núcleos protoestelares que colapsarán para formar una estrella. También hemos aprendido que la formación estelar es un proceso poco eficiente (como se explica en este astrobito) que favorece la formación de estrellas de baja masa y al que se le complica formar estrellas mayores a 8 veces la masa del Sol. ¡Por cada estrella masiva se forman miles de estrellas similares al Sol o a Épsilon Eridani! Sin embargo, todavía es limitado el conocimiento sobre el proceso de la fragmentación de nubes en grumos, y de grumos a núcleos densos en los cuales se formen estrellas. Para entender mejor este proceso, los autores del artículo de hoy se enfrentaron a dos desafíos: (1) encontrar los núcleos densos, y (2) probar si formarán o no estrellas masivas.

¿Cómo se pueden encontrar estos oscuros núcleos densos?

Figura 2. Mapa de la Vía Láctea con cículos grises sobre la posición de las tres zonas donde se encuentran la mayor parte de los núcleos densos detectados. Crédito: Koda et al (2016).

Para encontrar estos núcleos protoestelares hay que observar las nubes moleculares utilizando telescopios que observen en longitudes de onda más largas que el infrarrojo. El polvo frío bloquea y absorve esta radiación, y en cambio es un brillante emisor de radiación milimétrica. Los autores de este trabajo obtuvieron varias imagenes de una región del plano de nuestra galaxia en la longitud de onda de 1.1 mm con la cámara AzTEC, en el Gran Telescopio Milimétrico Alfonso Serrano, (en operación desde 2014). Aunque AzTEC es un instrumento sensible trabajando en un telescopio con 32 m de apertura (50 m en unos meses), la detección de fuentes en longitudes de onda milimétricas siempre es un trabajo difícil y en donde los cálculos estadísticos son de suma importancia para analizar la probabilidad de que el objeto observado sea una fuente y no un falso positivo. En este caso, se identificaron 1545 fuentes candidatas a núcleos densos, de las cuales se tiene la confianza que al menos el 70% es una detección real.

La distancia a estos núcleos densos se determinó utilizando la misma metodología con la que tiempo atrás se consiguió construir un mapa de nuestra galaxia (mira este astrobito), es decir, utilizando la línea emitida por el monóxido de carbono ¹³CO J=1-0 en las nubes moleculares de los brazos espirales de nuestra galaxia. Los candidatos a núcleos densos identificados se distribuyen principalmente en la zona lejana del brazo de Sagitario y en el brazo de Scutum tanto en la zona cercana y lejana, como se muestra en la Figura 2.

¿Formarán estrellas masivas?

Después de conocer las distancias a los objetos calcularon la masa en hidrógeno en ellos, encontrando valores que abarcan de 3 hasta ~1000 masas solares. Esto quiere decir que algunos de estos núcleos densos son propensos a formar estrellas de baja masa, otros estrellas de alta masa y otros más pueden formar hasta ¡grupos de estrellas! Sin embargo, hay que tener en cuenta que para que los núcleos densos sean capaces de formar estrellas masivas, también se debe de cumplir que:

• La tasa de acreción debe ser capaz de vencer la presión de radiación (provocada por la protoestrella)
• La fragmentación del núcleo protoestelar debe suspenderse para así conseguir que toda la masa se acrete en una única estrella en desarrollo

Por lo que aunque se cuente con la masa suficiente para formar una estrella masiva, al final se podrían formar una o varias estrellas de baja masa. La Figura 3 presenta la relación entre la densidad superficial y la masa del núcleo denso. Este diagrama separa los objetos que son propensos a formar estrellas masivas (ya que se espera cumplan las condiciones mencionadas anteriormente) y los que no. Se observa que hay varios núcleos densos de la muestra que caen por encima de los límites impuestos para la formación de estrellas masivas (línea gris y línea gruesa negra).

Figura 3. Distribución de los núcleos densos detectados por AzTEC en el plano masa-densidad superficial. El color de los objetos indica si están asociados a una región H II ultracompacta (rojo), máser de metanol (verde) o si no presentan características de formación estelar masiva (azules).  Por encima del límite teórico (KM08, línea gris gruesa) de Krumholz & McKee (2008) se espera se formen estrellas con valores de masa entre 10 y 100 veces la del Sol. El límite observacional (KP10, línea negra sólida) estimado por Kauffmann & Pillai (2010) separa los núcleos densos brillantes en infrarrojo en dos grupos: los que presentan características de formación estelar masiva y los que no. Crédito: Figura 9 del artículo original: arXiv: 1709.09059v1.

Como otro método para identificar los núcleos densos que están formando estrellas masivas, se buscaron contrapartes en mapas de regiones HII ultracompactas y de máseres de Metanol (CH₃OH) de clase II (ya que éstos son fenómenos físicos generados por estrellas de alta masa) y ¡14 de los núcleos densos detectados pudieron asociarse a estos objetos!

¿Mayor fragmentación?

Figura 4. Emisión continua del polvo a 1.1 mm observada por Bolocam (imagen de fondo) y AzTEC (contornos grises) dentro de la zona ocupada por un grupo de regiones H II ultracompactas. Los contornos blancos muestran la emisión del continuo en radio a 5 GHz del catálogo CORNISH (Purcell et al., 2013). Figura 2 del artículo original: arXiv:1709.09059v1.

Los nucleos densos identificados con AzTEC se buscaron en los mapas del plano galáctico de Bolocam, encontrando contraparte sólo para aproximadamente 600 de las fuentes. En varias ocasiones se encontró que la alta resolución espacial de AzTEC era capaz de resolver en múltiples objetos una sola fuente de Bolocam, como se muestra en la Figura 4. La distribución de masa de estos núcleos densos hace pensar que no se tratan de núcleos que formarán una sola estrella, sino que estos objetos pueden ser resueltos en grupos de núcleos más densos y compactos si se consiguen observar con mayor resolución espacial. Y si se asume que las fuentes de Bolocam representan el ~10% de la masa total de una nube molecular, entonces la masa contenida en los núcleos densos observados por AzTEC contienen tan sólo ¡el 1% de la masa de la nube!, reforzando la idea de que la formación estelar es un proceso treméndamente ineficiente.

En este trabajo se analizaron las propiedades de núcleos densos compactos en la Vía Láctea, se encontraron núcleos densos que refuerzan la idea de la fragmentación múltiple y se identificaron objetos que al parecer están formando estrellas masivas. Estos resultados enfatizan la necesidad de estudiar estos objetos con la mejor resolución espacial posible. ¿Cuántos telescopios milimétricos habrá que interconectar para poder alcanzar esta resolución? Anque sean muchos, creo que resolver el misterio de por qué se forman tan poquitas estrellas masivas realmente vale la pena.