Conferencia: las múltiples escalas de la formación estelar. Morelia 2017

En este momento está terminando la conferencia “las múltiples escalas de formación estelar”, en Morelia, México. La conferencia ha sido organizada por el Instituto de Radioastronomía y Astrofísica, parte de la Universidad Autónoma de México, con el objetivo de reunir tanto a observadores como a teóricos y simuladores, trabajando en las diferentes escalas y etapas de formación estelar. Se ha discutido desde escalas cosmológicas, preocupadas por entender la formación de estrellas a través de la historia del universo y su influencia en la evolución de las galaxias, hasta las escalas más pequeñas, enfocándose en la formación de estrellas individuales y su influencia en la formación de planetas.

Formación estelar a escala galáctica.

Figura1: relación entre la densidad superficial de formación estelar y la densidad superficial total (atómico y molecular) de gas, para varias mediciones (Bigiel et al 2008). Las líneas punteadas diagonales representan diferentes eficiencias de formación estelar.

En toda reunión que se hable de formación estelar, se va a mencionar la relación de Kennicut-Schmidt. Esta relación está basada en observaciones de regiones de formación estelar tanto en nuestra como en otras galaxias y relaciona la cantidad de gas molecular disponible para formar estrellas Σ_mol, con la tasa de formación estelar Σ_SFR. Cuales son los procesos físicos que determinan esta relación “universal”, son siempre un tema a debatir en estas reuniones.

Esta conferencia ha recalcado la importancia de considerar la influencia de las diferentes escalas en el proceso de la formación estelar. Comenzando la charla del profesor Andreas Burkert, quien a través de los años ha introducido su modelo de las galaxias como una “bañera”, en donde la tasa con la que entra nueva agua en la bañera, tasa de acreción de gas frío del medio intergaláctico, es la misma tasa con la que esta agua sale de la bañera o se consume, tasa de formación estelar en la galaxia. Estos procesos deben estar balanceados, ya que si no lo están, las galaxias serían o muy ricas o muy pobres en gas, y su tasa de formación estelar no satisfaría la relación de Kennicut-Schmidt.

El gran número de observaciones de alta resolución de galaxias locales, ha permitido poner a prueba los diferentes modelos de formación estelar. Surveys como EMPIRE liderado por Frank Bigiel, Maria Jesús Jimenes Donaire, Adam Leroy y Diane Cormier, y próximamente PHANGS, son capaces de resolver la subestructura de nubes moleculares gigantes extragalácticas, y observarlas con diferentes moléculas trazadoras, como monóxido de carbono (CO), ácido

Figura 2: Comparación entre la eficiencia de formación estelar en función del gas denso entre las observaciones (izquierda) y la teoría (derecha)

cianhídrico (HCN), formylium (HCO+) e hidrógeno isocianuro (HNC). Estas moléculas se encuentran en el gas denso y tanto su presencia como luminosidad, depende de las propiedades locales del medio interestelar, por lo cual su detección nos cuenta la historia del gas denso en cada galaxia. Simultáneamente, observaciones en el infrarojo, nos dan un estimativo de la tasa de formación estelar en estas galaxias. De esta forma, es posible probar la correlación espacial de la formación estelar en galaxias cercanas y compararla con los modelos teóricos.

Uno de los puntos de discusión más interesantes en la conferencia ha sido propuesto por Neal Evans y confirmado por los miembros del EMPIRE survey, donde se observa que la eficiencia de formación estelar disminuye con la cantidad de gas denso, esto quiere decir, que la tasa de formación estelar por unidad de masa y unidad de tiempo es menor mientras mas denso sea el gas. Esto es completamente contraintuitivo, pero más aún es completamente opuesto a los modelos recientes de formación estelar, los cuales predicen una eficiencia de formación estelar mayor para mayores cantidades de gas denso.

Es bien sabido que las nubes moleculares tienen una subestructura bastante compleja (relaciones de Larson y estructura fractal de las nubes moleculares), sobre todo después de las observaciones del satélite Herschel, quien ha mostrado la presencia de filamentos por todas partes. Estos filamentos, son consideradas estructuras importantes en el proceso de formación estelar, ya que son estructuras que se forman de forma natural en un medio turbulento y autogravitante, además de ser un método eficiente de transportar material hacia una región de formación estelar.

Figura 3: Mapa de de emisión continua de polvo, a 250 micro m, de una porción de la nube translucida Polaris. Figura 1 de Andre et al. 2013.

El profesor Phillipe Andre, se ha especializado en estudiar las propiedades de estos filamentos, de las cuales su principal resultado ha sido el identificar un diámetro universal de 0.1 pc de los filamentos. Este resultado ha sido fuertemente debatido por varios trabajos, en particular por Rowan Smith y Gina Panopoulou, quienes no encuentran este diámetro universal tanto en las observaciones como en las simulaciones. Sin embargo, la escuela de Paris sigue vehementemente proclamando el grosor universal de los filamentos, a quienes se les ha sumado profesor Patrick Hennebelle, quien propone que este diámetro universal de los filamentos se debe a la escala en la cual se disipa la turbulencia magnética debido a la fricción entre la partículas cargadas y las neutras.

Figura 4: cual es el origen del diámetro característico de los filamentos? Las observaciones muestran que los filamentos tienen un tamaño característico de aproximadamente 0.1 pc a lo largo de 4 ordenes de magnitud en densidades columnares.

Otro punto bastante debatido con respecto a las propiedades de las nubes moleculares, ha sido la dispersión de velocidades de las nubes moleculares y la pregunta recurrente “que proceso es capaz de mantener esta dispersión de velocidades supersónica observada si la turbulencia en las nubes decae”. Cuando anteriormente se creía que las nubes eran perturbadas en su superficie por colisiones con otras nubes, o explosiones de supernova, en este momento varios grupos proponen la idea de que estos flujos supersónicos son causados por la contracción gravitacional de la nube y son un resultado natural del colapso de la nube.

Figura 5: sub-estructura del anillo interno de HL Tau. Condensación de gas y polvo, candidato a proto-planeta.

A medida que las nubes colapsan, los filamentos internos se fragmentan en núcleos densos. Estos núcleos densos son estructuras muy pequeñas, las cuales se pensaba eran casi uniformes y el instante de tiempo anterior al comienzo del proceso de formación estelar. Sin embargo, las nuevas observaciones realizadas por Roberto Galván-Madrid con el telescopio ALMA, ha demostrado que estos núcleos poseen subestructura, y que esta subestructura. Esta estructura podría estar conectada con la estructura interna de los filamentos, también conocida como fibras. Estas fibras son estructuras coherentes conectadas en el espacio de velocidades en filamentos densos, los cuales se encuentran en proceso de colapso gravitacional.

A medida que miramos a escalas más y más pequeñas, llegamos a escalas de discos protoplanetarios. el profesor Carlos Carrasco-Gonzalez nos ha mostrado algunas de las imágenes más recientes del disco protoplanetario HL-Tauri, y su análisis de los anillos libres de masa observados en el disco. Estos anillos libres de material se creían que eran causados por protoplanetas, que han limpiado el material disponible en su órbita. Sin embargo, aún no se han observado candidatos para porto-planetas en estos anillos. Solamente al mirar en la región mas cercana a la estrella, Carrasco-González, ha encontrado una condensación de gas la cual se considera un fuerte candidato a ser un planeta de 3-8 masas terrestres, formándose alrededor de esta estrella.

Como último punto de la conferencia nos enfocamos en regiones de formación estelar extrema. Estas se pueden encontrar en galaxias lejanas, ricas en gas, también conocidas como “starburst”, o, también se pueden encontrar en nuestro vecindario si miramos hacia el centro galáctico. Alrededor del centro de nuestra galaxia, se encuentra un anillo de gas molecular muy denso en donde sucede la mayor cantidad de formación estelar en nuestra galaxia. Esta región es muy interesante ya que nos permite estudiar el proceso de formación estelar en presencia de radiación intensa, campos magnéticos fuertes, presión ambiental elevada y fuerzas de marea fuertes.

Figura 6: El panel izquierdo muestra el “ladrillo” como una sombra frente a la emisión en el infra-rojo del gas y polvo calientes, en la vecindad del centro galáctico. El panel derecho muestra la emisión de polvo en escala de temperatura y en contornos blancos, las lineas negras trazan la orientación del campo magnético observada en polarización. Pillai y Kauffmann 2015.

Recientes observaciones como las realizadas por Cara Battersby o por Jens Kauffmann, están probando los límites de las teorías de formación estelar actuales, donde antes se pensaba que había un límite máximo de densidad a partir de el cual se forman las estrellas. Sin embargo, en el centro galáctico encontramos nubes con densidades promedio muy por encima de este límite máximo, pero sin evidencia de formación estelar interna. Observaciones realizadas por Tushara Pillai, enfocadas en algunas de estas nubes oscuras, muestran campos magnéticos fuertes y ordenados, los cuales podrían ser una explicación a la baja tasa de formación estelar en estas regiones tan densas.

Después de una semana de charlas y discusiones, nos hemos dado cuenta que hemos avanzado significativamente en nuestro conocimiento de formación estelar, sin embargo, aún quedan muchas preguntas sin resolver. Principalmente preguntas que parecen ser tan sencillas como “cuanto tiempo vive una nube molecular”, siguen siendo aún un tema de discusión en donde tanto las observaciones como las simulaciones no han llegado a un acuerdo. Preguntas como, cual es la influencia del campo magnético en la formación, evolución y colapso de nubes moleculares son aún más difíciles, debido a lo extremadamente complicado que es observar y cuantificar la proveniencia, magnitud y dirección del campo magnético en las observaciones y a las condiciones ideales con que se tratan los campos magnéticos en las simulaciones. Afortunadamente hay un punto en el que estamos todos de acuerdo el cual es que necesitamos aún más observaciones y mas simulaciones para probar y proponer las nuevas teorías de formación estelar.