La formación de estrellas masivas

Título: The Role of Outflows, Radiation Pressure, and Magnetic Fields in Massive Star Formation

Autores: Anna Rosen and Mark Krumholz

Institución del primer autor: Center for Astrophysics, Harvard & Smithsonian, Cambridge, MA

Estado: Aceptado en ApJ, open access on arXiv

Astrobites original: The formation of Massive stars por Mitchell Cavanagh

La física estelar es un campo amplio que toca una variedad de fenómenos, desde campos magnéticos hasta procesos radiativos y fusión termonuclear de plasma. Las estrellas se forman a través del colapso gravitacional de núcleos protoestelares fríos, densos y polvorientos, incrustados en gruesas nubes moleculares o filamentos. Las estrellas masivas, definidas como aquellas con una masa mayor de 8 masas solares, son de interés clave en la formación de estrellas. Aunque son extremadamente raras, comprenden menos del 1% de la población estelar total, pero dan a conocer su presencia dominando el medio interestelar (ISM, por sus siglas del inglés) circundante con sus poderosos vientos estelares, así como los choques de sus eventuales supernovas. Se sabe que su formación está impedida por varios mecanismos de retroalimentación, incluidos los flujos de salida (chorros), la presión de radiación y los campos magnéticos. El artículo de hoy utiliza una serie de simulaciones magnetohidrodinámicas radiactivas (RMHD, por sus siglas del inglés) para comprender el impacto general que estos mecanismos combinados tienen en la formación de estrellas.

Empujando las frontras

El hecho de que las estrellas masivas sean tan raras refleja un problema más general con la eficiencia aproximada de la formación de dichas estrellas (N. del T.  La eficiencia de la formación estelar describe cuántas estrellas se forman basado en la cantidad de gas frío disponible). Las estimaciones de la eficiencia de formación de estrellas (SFE, por sus siglas en inglés) para estrellas de alta masa son alrededor de un 33% más bajas. A medida que comienzan a formarse estrellas masivas, lanzan poderosos chorros moleculares desde sus polos. Estos chorros pueden interactuar con la nube molecular circundante y expulsar grandes cantidades de material. Esto, en combinación con otros mecanismos de retroalimentación,  limita la capacidad de la estrella para acumular material. En última instancia, limita su masa final. Conocer el límite superior de qué tan masiva puede ser una estrella es increíblemente valioso, ya que nos permite establecer el límite superior de la función inicial de masa (FMI, por sus siglas del inglés). Una FMI es un modelo de distribución inicial de masas estelares para una población dada de estrellas. Es imposible simular la evolución de una población estelar sin una función inicial de masa. Aquí es donde las estrellas masivas son importantes, ya que son la fuente dominante de retroalimentación radiativa e inyección de energía en el ISM a través de supernovas. Entonces, para ayudar a determinar estos límites de masa superiores, debemos simular los procesos que inhiben la formación de estrellas con el mayor detalle posible.

Chorros masivos magnéticos de presión de radiación (Juegos)

¿Qué tiene en común un MMORPG como EVE Online con una simulación magnetohidrodinámica radiativa? Una cantidad increíble de cálculos. Como su nombre lo indica, tal simulación modela la transferencia radiativa además de la dinámica de magneto-fluido. La simulación modela campos de radiación estelares y salidas colimadas (el flujo es paralelo en todas partes) para cada estrella, y también tiene en cuenta la retroalimentación radiactiva indirecta del polvo, los campos magnéticos y la turbulencia supersónica. Los autores realizaron 3 simulaciones principales: TurbRad (solo retroalimentación radiativa), TurbRad + OF (agrega chorros colimados) y TurbRad + OFB (agrega campos magnéticos).

En la Figura 1, después de que la masa estelar del núcleo protoestelar supera las 30 masas solares, vemos varias burbujas dominadas por la presión que se expanden lejos de la estrella (esto es más notable en la simulación TurbRad + OF de la fila de en medio). Este proceso se conoce como el “efecto de la linterna”, donde el material grueso se desprende de los polos, lo que hace que las burbujas de baja densidad se expandan hacia afuera.

Ir con el flujo

Con el tiempo, los fuertes chorros comienzan a arrastrar el núcleo protoestelar y expulsar grandes cantidades de material, como se puede ver en la Figura 2.

Los chorros en la Figura 2 se vuelven más estables y dirigidos con el tiempo. Aunque el núcleo protoestelar es inicialmente muy turbulento, a medida que aumenta el material, su eje de rotación se estabiliza con el tiempo. Uno de los resultados clave de estas simulaciones es que la retroalimentación de impulso de estos chorros es el mecanismo de retroalimentación dominante (en comparación con la presión de radiación) y estos ayudan a expulsar fracciones significativas de material, reduciendo la eficiencia de formación de estrellas. Los chorros también ayudan a actuar como conducto a través del cual puede escapar la radiación, debilitando los efectos de retroalimentación de la presión de radiación.

No olvides el campo magnético

Los campos magnéticos son conocidos por afectar la formación de estrellas. De hecho, la Figura 3 muestra que el SFE se reduce aún más por la presencia de campos magnéticos (compara la línea punteada violeta con la línea punteada rosa). En general, las simulaciones que contenían chorros dieron como resultado SFEs más pequeños. Entonces, para conciliar las observaciones que colocan la eficiencia general de la formación de estrellas en alrededor del 33%, este trabajo muestra que es necesario tener en cuenta los efectos de los flujos de salida (chorros).

En fenómenos tan complicados como la formación de estrellas, hay muchos matices. Los campos magnéticos ralentizan la tasa de crecimiento de las estrellas al ayudar a evitar que el núcleo se fragmente. Sin embargo, hay varios efectos no ideales (como el efecto Hall) que teóricamente podrían afectar el proceso de formación de estrellas. Estos efectos no ideales no se consideraron, aunque se desconoce si dichos efectos tienen un impacto notable en las SFEs.

Un esfuerzo conjunto

Esta serie completa de simulaciones, una de las primeras en tener en cuenta tantos factores, demuestra el papel de los chorros, los campos magnéticos y la presión de radiación para limitar la formación de estrellas masivas y reducir la SFE general. Este estudio muestra que la retroalimentación de los chorros domina la retroalimentación de la presión de radiación y que los campos magnéticos inhiben aún más la formación de estrellas. Es importante destacar que tanto los chorros como los campos magnéticos son necesarios para reproducir las bajas eficiencias que se obtienen de las observaciones.