estás leyendo...
Papers recientes

¿Turbulencia o gravedad? Dinámica de las regiones de formación estelar

  • Título del artículo original: Multi-scale dynamics in star-forming regions: the interplay between gravity and turbulence
  • Autores: A. Traficante, G.A. Fuller, A. Duarte-Cabral, et al.
  • Institución del primer autor: IAPS – INAF, Istituto di Astrofisica e Planetologia Spaziali, Roma, ItaIia.
  • Estado de la publicación: aceptado para publicación en MNRAS, acceso abierto en arXiv

El nacimiento de estrellas requiere el colapso de grandes masas de gas que se encuentran en el medio interestelar. Para las estrellas más masivas estas regiones pueden alcanzar tamaños de hasta decenas de parsecs (1 parséc = 3,0857 × 1016 m) , recordemos que la estrella más cercana a nosotros, Proxima Centauri, está a sólo 1.3 parsecs de distancia. En estas grandes nubes de gas la formación de estrellas comienza preferiblemente en unas protuberancias alargadas llamadas filamentos, y que desarrollan una densidad superficial de 0.05-0.1 g⋅cm² que dan lugar a la formación de núcleos proto-estelares los cuales finalmente producirán conjuntos de estrellas, para abreviar, conjuntos de aquí en adelante. Estás diferentes estructuras están claramente identificadas, sin embargo aún no está bien entendido si están dinámicamente acopladas. Los modelos de acreción turbulenta predice que el colapso ocurre localmente, es decir, una porción de gas es aislada del resto de la nube y mantiene el equilibrio gracias a la alta presión. Pero otros modelos predicen que la nube es jerárquica y que el colapso se produce de manera global. En este artículo presentan nuevo datos obtenidos con el radiotelescopio IRAM, entre los que se encuentran datos relativos a 13 conjuntos en un rango bajo-intermedio de densidad superficial y otros 16 de alta masa. El objetivo para estos datos es estudiar las propiedades físicas y cinemáticas de las regiones de formación estelar a diferentes densidades y escalas, para así comprobar si hay una densidad crítica a partir de la cual la gravedad comienza a superar a la turbulencia, y cuando el colapso se puede considerar global.

Análisis de resultados. Para analizar los datos los dividen en 3 grupos:

  • Σlow: conjunto con baja densidad superficial, por debajo del mínimo asumido para la formación estelar, Σ≤ 0.05 g⋅cm².
  • Σint: conjunto con una densidad superficial por encima del conjunto anterior, pero por debajo del valor crítico de 0.1 g⋅cm².
  • Σhigh: conjunto con una densidad superficial por encima del límite Σ= 0.1 g⋅cm².

A la hora de estudiar los movimientos de los diferentes conjuntos se utiliza una relación entre la velocidad de dispersión (σ), el radio (r) y la densidad superficial (∑), σ² / r ∝ ∑ , conocida como la relación de Larson. En el caso en el que los movimientos en los diferentes conjuntos estuviesen dominados por la gravedad, estos deberían seguir la anterior relación. Si nos fijamos en la Figura 1 podemos ver como los conjuntos más masivos siguen esta relación generalizada, lo que proporciona evidencia de que se está produciendo un colapso debido a la gravedad.

Figura 1: Podemos ver para cada conjunto 𝜎²/R como función de la densidad superficial Σ. Las líneas grises son los ajustes realizados para diferentes valores de la constante de virial, la cual nos da cuenta de la relación existente entre la energía cinética y la gravitacional. Fuente: figura 5 del artículo.

Una manera similar de ver si la gravedad juega un papel fundamental en el colapso del gas dentro de las regiones de formación estelar es a través de un diagrama velocidad de dispersión-densidad superficial. Esta relación es similar a la de Larson pero con una gran ventaja, ambas cantidades son independientes de la distancia, por lo que no están afectadas por una de las mayores fuentes de incertidumbre de las mediciones. Por lo que si la gravedad domina sobre la turbulencia, deberíamos observar una relación 𝜎∝Σ en la Figura 2.

Figura 2: Podemos ver la relación entre la velocidad de dispersión y la densidad superficial de cada conjunto en la muestra. La línea gris muestra el ajuste para los conjuntos de intermedia y alta densidad superficial. Fuente: figura 6 del artículo.

Conclusiones. El grupo de investigación infiere de los resultados que la energía se transfiere desde las escalas más grandes hacia las más pequeñas como una cascada, pero hay un variación gradual del tira y afloja entre la turbulencia y la gravedad a la hora de dominar la dinámica, desde los conjuntos de baja densidad superficial hasta los de alta densidad como se ve en la figura 3.

Figura 3: Dibujo que representa el tira y afloja entre la turbulencia y la gravedad en las regiones de formación estelar. Fuente: figura 18 del artículo.

Cuando las grandes nubes de gas comienzan a comprimirse se debe a los efectos de las fuertes turbulencias que hay en el medio interestelar, poco contribuye la gravedad a estas escalas. Sin embargo cuando el material comienza a acumularse en diferentes remolinos, estas regiones incrementan su densidad superficial y con ello incrementa también la contribución de la gravedad a la dinámica. Cuando la densidad superficial alcanza valores críticos de aproximadamente ∼0.1 g⋅cm², la gravedad domina completamente sobre la turbulencia. Este valor crítico podría alcanzarse a cualquier escala, dependiendo de las condiciones iniciales de la nube de gas, por lo que la gravedad empieza a dominar el movimiento en el núcleo, en un conjunto o incluso en un filamento completo si se encuentra dentro de una nube de alta densidad. Destacan al final del artículo que durante el análisis no han considerado la posible influencia de los campos magnéticos, la cual podría ser relevante y debería ser estudiada en profundidad para tener una comprensión total sobre los movimientos en función de la escala y la densidad.

Comentarios

Aún no hay comentarios.

Deja un comentario

Tu dirección de correo electrónico no será publicada.