Evolución de la distribución de densidades columnares en la nube molecular Orión A

• Título:  Evolution of column density distributions within Orion A
• Autores:  A. M. Stutz, J. Kainulainen
• Institución del primer autor: Max-Planck-Institute for Astronomy, Königstuhl 17, 69117 Heidelberg, Germany

En la teoría de formación estelar es importante entender la estructura de las nubes moleculares, dado que en el interior de estas nubes es donde se forman las estrellas. Una de las herramientas estadísticas mas usadas para determinar ciertas propiedades de estas nubes es conocida como la distribución de probabilidades de la densidad columnar (N-PDF por sus siglas en inglés). La distribución de densidades columnares depende de la interacción de varios procesos físicos, como lo son la turbulencia, la gravedad, los campos magnéticos y la presencia de formación estelar.

Figura 1: Diagrama esquemático de la distribución de densidad columnar (N-PDF). Las propiedades mas importantes son el máximo de la distribución, el ancho, la pendiente m de la ley de potencias y el punto de separación de la ley de potencias. Figura tomada de Ward, Wadsley & Sills 2014.

Teóricamente tenemos un amplio conocimiento del comportamiento de la densidad columnar para un sistema simple. Comenzando por un sistema sencillo, isotérmico, estacionario y no auto-gravitante, el gas en este sistema se encuentra a una misma densidad, por lo cual la distribución de densidades es simplemente una delta centrada en la densidad promedio del gas (línea punteada negra). Ahora si incluimos un poco de turbulencia a nuestro sistema, el gas va a experimentar una serie de compresiones y expansiones aumentando y disminuyendo la densidad alrededor de la densidad promedio (línea punteada gris). Esto causará que la distribución de densidades se ensanche produciendo una distribución log-normal alrededor de la densidad promedio del gas. Finalmente si incluimos auto-gravedad a nuestro sistema, en las regiones donde el gas experimenta una fuerte compresión y alcanza altas densidades, la auto-gravedad del gas puede ser tan fuerte como para inducir collapso gravitacional. Una región que experimenta colapso gravitacional aumenta su densidad de forma incontrolada. Este suceso se refleja como una ley de potencias en la distribución de densidades del sistema (línea continua negra).

Las observaciones nos cuentan una historia similar a lo que predice la teoría, sin embargo las observaciones tratan con densidades columnares y no volumétricas. Uno de los resultados mas importantes hallados en la distribución de densidades columnares es la evolución de la pendiente de la ley de potencias, en donde la pendiente parece ser menos inclinada, mas horizontal, en regiones con una taza de formación estelar alta, y mas inclinada (acercandose a la distribución log-normal) en regiones con baja taza de formación estelar.

En este artículo, los autores buscan explorar la correlación de las pendientes de esta ley de potencias en la nube molecular Orión A, con respecto al número de estrellas jóvenes. Para este trabajo se utilizaron los catálogos de densidad columnar, N(H), de Orion A observados en emisión con Hershel  entre 160 μm y 500 μm. Estos mapas han sido calibrados con respecto a Planck e IRAS. Adicionalmente se utilizaron los catalogos PBRS (PACS bright red sources) y HOPS (Herschel Orion protostellar survey) de objectos estelares jóvenes (YSO por sus siglas en ingés). Estos catálogos contienen protoestrellas de Clase 0 y Clase I y han sido compilados usando observaciones con Spitzer , Herschel, APEX LABOCA y APEX SABOCA.

Figura 2: (izquierda) mapa de densidades columnares de Orion A en escala logarítmica. la posición de las protoestrellas esta indicada con símbolos en x. Cajas de diversos colores y numerada, indican las regiones divididas para el estudio de Orion A. (derecha) distribución de densidades columnares para cada región resaltara en el panel izquierdo. las lineas punteadas representan la regresión, asumiendo una ley de potencias, para la N-PDF. Figuras 1 y 2 del artículo.

El panel izquierdo de la figura 1 muestra el gran filamento de Orión A y las 8 cajas utilizadas para hacer el análisis de las densidades columnares. Las regiones escogidas para el análisis son independientes y no se sobrelapan entre ellas. Cada una de estas cajas contiene una cantidad variable de gas y de protoestrellas de Clase 0 y Clase I. Cada caja mide aproximadamente 3.7 pc de ancho. Se han evitado cuidadosamente regiones donde el catálogo de protoestrellas esta incompleto y donde hay saturación en las observaciones de Spitzer y Herschel.

El panel derecho de la figura 2 muestra las distribuciones de densidades columnares calculadas para cada una de las regiones resaltadas. Los autores obtienen un factor de 3 de variacion en las pendientes para la ley de potencias de la densidad columnar. Parece haber una variación progresiva de las pendientes entre extremo norte del filamento, α=-0.93, y el extremo sur, α=-2.95. A continuación se incluyen los catálogos de objetos estelares jóvenes, en donde se define la fracción de objetos Clase 0 como el número de objectos Clase 0 sobre el número total de objetos estelares jóvenes: N_Class0 / ( N_Class0 + N_ClassI).

Figura 3: correlación entre la pendiente de la ley de potencias de la N-PDF y la fracción de estrellas jóvenes en las diferentes regiones de Orion A. La fracción de estrellas jóvenes, se puede entender también como un indicativo de el tiempo que esta región lleva formando estrellas, asumiendo una tasa de formación estelar constante. Figura 3 del artículo.

La figura 3 muestra gráficamente la combinación entre la pendiente de la ley de potencias de la distribución de densidades columnares, y la fracción de objetos jóvenes para cada una de las cajas analizadas. Todo parece indicar que hay una correlación entre estas dos cantidades donde regiones con mayor fracción de objetos jóvenes, tienen pendientes menos inclinadas.

En este momento es imposible determinar a que se debe esta correlación. Es posible interpretar la fracción de objetos estelares jóvenes como un indicativo de la edad de la región. Esto llevaría a la conclusión de que las regiones que llevan formando estrellas por mas tiempo tienen pendientes mas inclinadas en la distribución de gas columnar. También es posible que las regiones con mayor  presencia de estrellas masivas, como lo son las cajas 1 y 2, sientan una mayor compresión del gas debido a la fuerte radiación de estas estrellas, afectando la distribución de densidades columnares, o simplemente la variación se puede deber a una variación en la tasa de formación estelar en la nube molecular.