V Conferencia SEA--Toledo, Septiembre 2002

Formación estelar masiva con ALMA:Fragmentación y multiplicidad

Asunción FuenteObservatorio Astronómico Nacional

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Formación estelar aislada

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–Aproximadamente el 50% de las estrellas son binarias.

–Todas las estrellas masivas (masa > 5 Msol) se forman en asociaciones de estrellas ligadas gravitacionalmente o “clusters”

–La mayor parte de las estrellas poco masivas también se forman en “clusters”

La formación de estrellas aisladas es la excepción!!

Sólo podremos entender la formación estelar si entendemos el fenómeno de la multiplicidad.

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La formación de binarias puede ser por:

–Captura en presencia de un tercer cuerpo para absorber el exceso de energía.

–Fragmentación del disco. Con simulaciones numéricas se obtienen masas típicas de 0.01 - 0.1 Msol y separaciones de 5-100 UA

–Fragmentación en la fase de protoestrella. Es difícil conseguir binarias muy cercanas (< 1 UA).

Binarias

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Binarias

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Problemas:–Por encima de 5 Msol todas las estrellas se forman en “clusters”

–Ausencia de discos en estrellas jóvenes

Formación de estrellas masivas (M > 5 Msol)

Fuente et al. (2001)

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Con masas > 10 Msol y luminosidades entre 104-106 Lsol, las estrellas masivas constituyen la principal fuente de energía del medio interestelar y son las responsables del enriquecimiento en elementos pesados de la Galaxia.

Formación de estrellas masivas

Son las responsables de la evolución energética y química de la Galaxia

No se conoce el mecanismo de formación de las estrellas masivas

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Mecanismos de formación de estrellas masivas

El modelo de acreción “standard” que explica satisfactoriamente la formación de estrellas poco masivas no puede aplicarse a estrellas con masas superiores a 8-10 Msol

Se proponen dos escenarios:

–Colisiones: Las estrellas masivas se forman por colisiones de estrellas (Bonnell 2002) o de protoestrellas (Stahler 2000)

–Acreción en una condensación turbulenta (McKee & Tan 2002): La alta presión de estas condensaciones proporciona ritmos de acreción suficientemente altos para crear una estrella masiva.

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Mecanismos de formación de estrellas masivas

–Flujos bipolares

–Discos masivos en protoestrellas?

–IMF

Acreción:

Colisiones:

–Grado de “clustering” aumenta con la masa de la estrella

–La estrella masiva en el centro del “cluster”

–Ausencia de discos en estrellas pre-secuencia principal

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Qué aportará ALMA?

–Estudio de “proto-binarias”

–Estudiar “clusters” en diferente estado evolutivo

–Estudio de “proto-clusters”: Debido a su baja temperatura, < 30 K,

sólo pueden estudiarse en milimétricas y submilimétricas.

Procesos como el colapso, la acreción competitiva,

discos circumestelares (circumbinarios,...) podrán ser

observados con ALMA.

–Determinar la IMF en las regiones de formación estelar masiva.

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Formación estelar masiva: W3 (OH)

Imagen del continuo a 3.6cm obtenida con el VLA (Wilner et al. 2000). En contornos, la imagen en el continuo a 1.3mm tomada con el PdBI (Menten et al. 2001). A la derecha, mapas interferométricos en distintas moléculas.

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Observaciones de “clusters”

----------------------------------------------------------------------------------- Objeto Radio (UA) Radio( 400 pc) ALMA----------------------------------------------------------------------------------- Protoestrella 100 - 500 UA 0.3´´ 3000 pc(Disco)

Binarias 30-100 UA <0.1´´ 3000 pc

Cluster 8000 UA -----------------------------------------------------------------------------------