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Movimientos propios del Objeto BN y de la Fuente de Radio I en Orion Luis F. Rodríguez, CRyA, UNAM Campus Morelia en colaboración con Laura Gómez, Laurent.

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Presentación del tema: "Movimientos propios del Objeto BN y de la Fuente de Radio I en Orion Luis F. Rodríguez, CRyA, UNAM Campus Morelia en colaboración con Laura Gómez, Laurent."— Transcripción de la presentación:

1 Movimientos propios del Objeto BN y de la Fuente de Radio I en Orion Luis F. Rodríguez, CRyA, UNAM Campus Morelia en colaboración con Laura Gómez, Laurent Loinard y Susana Lizano del CRyA, UNAM y Arcadio Poveda y Christine Allen del IA, UNAM.

2 a)Fragmentación de la nube b)Contracción gravitational c)Acreción y eyección d)Formación del disco e)Disco residual f)Formación de planetas (Shu, Adams & Lizano 1987) FORMACION DE ESTRELLAS DE BAJA MASA (M < 10 M sol )

3 Simbiosis Disco-Chorro Discos: La estrella se forma acretando del disco (el cual a su vez acreta de la envolvente). Con el tiempo, el disco se convertirá en planetas, asteroides, cometas, etc. Chorro: Se lleva momento angular y energía del disco, permitiendo que la acreción continúe. Producen los objetos HH y los flujos moleculares, afectando la cinemática y la química de la nube ambiente.

4 Formación de Estrellas Masivas Con los avances alcanzados en el entendimiento de la formación de las estrellas de baja masa, es tentador pensar en la formación de las estrellas de alta masa simplemente como una extensión de la formación de estrellas de baja masa. Sin embargo…

5 Algunos problemas para extender el escenario de la formación de estrellas de baja masa a las de alta masa: La presión de radiación actuando sobre los granos de polvo puede llegar a ser lo suficientemente grande para parar la caída de gas de la envolvente al disco: F grav = GM * m/r 2 –F rad = L /4 r 2 c –Arriba de 10 M sun la presión de radiación puede detener la caída de gas.

6 Entonces, ¿cómo se forman las estrellas con M * >10M ? Acreción: –Necesitamos reducir la efectiva, por ejemplo teniendo una M acc muy grande. –O reducir la luminosidad efectiva en ciertas direcciones haciéndola anisotrópica Formación de estrellas masivas a través de colisiones (fusión) de estrellas de masa intermedia en cúmulos: –Posible problema con sección recta para fusión –¿Consecuencias observacionales de estas colisiones?

7 Otras diferencias entre la formación de estrellas de baja y alta masa Las propiedades físicas de las nubes que producen estrellas de baja y de alta masa son diferentes: FS masiva: las nubes son más calientes, más grandes, y más masivas, ubicadas principalmente en los brazos espirales, las estrellas de alta masa se forman en cúmulos y asociacione FS de baja masa: en una población de nubes más frías distribuida a través del disco galáctico (tambien en las nubes gigantes), no necesariamente en cúmulos Las protoestrellas masivas son luminosas pero escasas y remotas Procesos de ionización asociados con las estrellas masivas: regiones UCHII Los distintos medios ambientes pueden implicar que existan diferentes mecanismos (o modos) para la FS de baja y de alta masa

8 ¿Necesitamos fusiones? La evidencia de flujos colimados de estrellas masivas jóvenes es relativamente firme. Se comienza a obtener evidencia de la presencia de discos. No se esperan discos y flujos colimados después de una fusión. El caso de Orión BN/KL. Orión es la región más cercana con formación estelar masiva.

9

10 En la región de Orión BN/KL hay un ejemplo de un flujo poderoso y sin colimar. En su centro hay varias estrellas jóvenes Imagen de H 2 con contornos de NH 3 (Shuping et al. 2004; Wilson et al. 2000)

11 El objeto BN, una región UCHII en movimiento… En el radio, el objeto BN en la región de Orión BN/KL se detecta como una región UCHII region ionizada por una estrella tipo B. Desde 1995, Plambeck et al. habían reportado grandes movimientos propios (decenas de km s -1 ) hacia el NW. BN Object VLA 7 mm

12 En un reciente análisis de los datos, Tan (2004) había propuesto que el objeto BN había sido eyectado hace unos 4,000 años por interacciones en un sistema estelar múltiple ubicado en 1 C Ori, la estrella más brillante del Trapezio.

13 Sin embargo, nuestro análisis de datos del VLA tomados a lo largo de las últimas dos décadas indica que la fuente de radio I (aparentemente un chorro térmico), tambien se mueve en el cielo, alejándose de un punto entre ella y el objeto BN,

14 La fuente de radio I tambien está en movimiento. Radio Source I VLA 7 mm

15 BN se mueve hacia el NW a km s -1. I se mueve hacia el SE a km s -1.

16 Los datos sugieren que hace unos 500 años, un sistema estelar múltiple, formado al menos por BN e I tuvo un encuentro cercano y las estrellas fueron expelidas en direcciones antiparalelas BN o I deben de ser sistemas binarios cercanos para que este escenario funcione energéticamente

17 Los encuentros en sistemas estelares múltiples pueden llevar a la formación de binarias cercanas o inclusive fusiones, con la producción de eyecciones explosivas de gas (Bally & Zinnecker 2005). Reipurth (2000)

18 De hecho, alrededor de la región BN/KL está el bien conocido flujo con un límite superior a su edad de alrededor de 1000 años. Es posible que el flujo y la eyección de BN e I ocurrieron en el mismo fenómeno. La energía en el flujo es del orden de 4X10 47 ergs, quizá producida por la formación de un sistema binario cercano o inclusive por una fusión.

19 Un análisis más reciente de datos adicionales del VLA muestra que hay una tercera fuente (n) que se aleja del mismo punto. ¿Un cúmulo joven en desintegración?

20 Quedan muchas preguntas en la formación de estrellas de alta masa… ¿Bastan los discos y los chorros? La acreción se ve necesaria dada la existencia de flujos colimados (aunque éste no es el caso en Orión BN/KL) y posiblemente discos ¿Juegan las fusiones un papel importante?


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