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Buscando las estrellas antes de formar

Figura 1: La figura 2 de Alves et al. (2007) muestra la semejanza entre la IMF y la CMF (que se explica como DCMF, agregando la palabra “densa”).  Ambas tienen la misma forma y pendiente, con la CMF trasladada hacia el derecho (masas más grandes).  Esta relación implica que una estrella se forma desde un núcleo dense que pierde una porción de su masa durante el proceso.

Información de fondo

Las estrellas son objetos fundamentales en el universo.  Una manera de medir la distribución de las masas de las estrellas se llama la “función de masa estelar inicial” (“initial stellar mass function”, o IMF por sus siglas en inglés).  Pero como uno de los científicos que estudia esa relación explica: “el origen de la IMF estelar sigue siendo uno de los problemas más importantes sin solución en la astrofísica moderna” (Alves et al. 2007).

¿De dónde viene la IMF?  Algunos estudios han buscado los núcleos (“cores” es la palabra en inglés que se usa en los estudios), que son objetos densos y fríos con las condiciones aptas para formar estrellas durante un período de aproximadamente 1 millón de años.  Esos estudios usan observaciones de longitud de onda infrarroja, que capta objetos fríos, por ejemplo de los telescopios Spitzer , Herschel, James Clerk Maxwell Telescope (JCMT).  En el caso de Alves et al. 2007, estudiaban un catálogo de fuentes 2MASS (Two Micron All Sky Survey, que significa “estudio de todo el cielo con 2 micrones”) que precedió los telescopios mencionados anteriormente.

Lo que descubrieron, y lo que autores seguían encontrando en los estudios desde ese entonces, es que las formas (ver Figura 1) son parecidas entre la IMF y la CMF (por las siglas en inglés de “core mass función”, que significa función de masa de núcleos).  Dado que las estrellas se forman cuando estos núcleos se se desploma a través de su propia gravedad, los astrónomos empezaron a creer que las masas de las estrellas están predispuestas desde la etapa mucho más temprano cuando se forman los núcleos.

¿Por qué y cómo se mide la CMF?

Es importante saber la relación entre núcleo y estrella porque hay dos teorías (más populares) que explican la formación de estrellas masivas, de las cuales el modelo “acreción del núcleo” predice que la CMF determine la IMF, mientras el modelo “acreción competitiva” no significa que tengan una relación.

En el estudio de hoy, Cheng et al. (2017) presentan observaciones de una región de formación estelar.  El enfoque del estudio es probar las distintas maneras de identificar y medir los núcleos que luego constituyen la CMF.  Dependiendo del método, ¿sigue siendo la misma relación?

Los astrónomos observaron una región donde se están formando estrellas jóvenes más masivas del sol. La región se llama G286.21+0.17 (G286 desde entonces), y se ubica en la constelación Carina.  El observatorio ALMA es el más poderoso del mundo para este tipo de estudio, porque puede detectar fuentes débiles y pequeños, para que los autores pueden estudiar un censo entero (o casi) de los núcleos donde se formarán estrellas.

Un desafío de este estudio es identificar los núcleos.  En la figura 2 muestran las observaciones en el fondo, y se ve que los núcleos tiendan estar cercanos entre ellas, incluso coinciden o se tocan en los bordes .  Los autores utilizaron dos métodos de identificación, Dendrogram y Clumpfind.  Cuento corto, Dendrogram busca estructuras jerárquicas, mientras Clumpfind busca primero los máximos de emisión para definir la estructura, y luego sigue hacia emisión mas leve.  En resumen, son algoritmos distintos para buscar los mismos objetos.

Figura 2: Los núcleos identificados con el método Dendrogram (izquierda) y Clumpfind (derecha) dibujados con líneas rojas, encima las mismas observaciones con ALMA (negro/gris). (Figura 2 de Cheng et al. 2017)

 

Resultados del estudio

En la figura 2, se puede apreciar la diferencia de las identificaciones de núcleos dibujadas en curvas rojas.  Se nota que el núcleo central más masiva está identificado casi igual con los dos métodos.  Al contrario, Clumpfind tiende a identificar núcleos más masivos.  El método de Dendrogram identifica 76 núcleos, mientras Clumpfind identifica 83, que se considera cantidades parecidas.

Figura 3: Las CMF usando los dos métodos, Dendrogram arriba y Clumpfind abajo.  En ambos casos, la histograma roja tiene una corrección que toma en cuenta las fuentes “perdidas” en las observaciones, respecto a la histograma negra de los datos sin corrección (la corrección se muestra con la línea negra de puntos y el eje a la derecha).  Las líneas rayadas muestran el pendiente de las distintas histogramas, que son parecidos a lo de la IMF.  (Figura 3 de Cheng et al. 2017)

Con las identificaciones, los autores calculan las masas de los núcleos, y presentan la CMF en la figura 3.  El pendiente (slope) sigue siendo parecido a lo de la IMF en ambos casos.  La diferencia más llamativa tiene que ver con la masa donde la CMF tiene un máximo.  En el caso del método Clumpfind el máximo está cerca 2 masas solares, mientras con el método Dendrogram el máximo parece más tentativo y puede estar a baja masa.

Las formas de las CMF que presentan Cheng et al. sigue apoyando la teoría de acreción del núcleo para la formación de estrellas masivas porque las formas son parecidas a la IMF.  Los autores explican que existen la posibilidad de que las formas cambien cuando hagan observaciones con mejor resolución espacial que pueden distinguir núcleos mas pequeños.  Pero por ahora, existen estos datos para comparar con simulaciones numéricas de formación estelar y seguir estudiando los núcleos densos que van a proveer las condiciones aptas para formar estrellas.

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