turbulencia interestelar

Presentación del tema: "turbulencia interestelar"— Transcripción de la presentación:

1 turbulencia interestelar
La formación de las estrellas y la turbulencia interestelar Dr. Enrique Vázquez Semadeni Centro de Radioastronomía y Astrofísica, UNAM, Unidad Morelia

2 Vivimos en un planeta llamado Tierra, que es parte del Sistema Solar interior....
8 min-luz

3 ...que está dentro del Sistema Solar exterior....
5 horas-luz

4 ...que está dentro de la vecindad Solar...
20 años-luz

5 ¡100,000 millones de estrellas!
...que es parte de nuestra galaxia (Vía Láctea)... Usted está aquí ¡100,000 millones de estrellas! 100,000 años-luz

6 ...que es una galaxia como tantas que existen en el Universo!
¡100,000 millones de galaxias! 30,000,000 años-luz

7 ¿Cómo se forman las estrellas?
Cada galaxia contiene decenas o cientos de miles de millones de estrellas, de las cuales el Sol es un ejemplo típico. ¿Cómo se forman las estrellas?

8 ¿Qué es una estrella? Una estrella es una esfera de gas (principalmente Hidrógeno) . En balance hidrostático entre su auto-gravedad (su propio peso) y el gradiente de presión térmica en su interior, alimentado por las reacciones nucleares en su centro. A cada radio: Condición de equilibrio hidrostático. H  He Fuerza de Peso de las presión capas externas =

9 ¿De dónde surgen las estrellas?

10 La cuna de las estrellas: nubes de gas molecular y polvo en el “medio interestelar” (MI) de las galaxias.

11 Toda la formación estelar (FE) actualmente ocurre en Nubes moleculares:
Regiones de alta densidad (n>100 cm-3) en el medio interestelar de las galaxias, tales que el hidrógeno está principalmente en forma molecular H2 (la densidad columnar es suficientemente grande como para auto-escudar al gas de la radiación UV foto-disociante). Se observan en la emisión de otras moléculas, tales como CO, NH3, etc; en emisión infrarroja (IR) y en radio de polvo, y en absorción óptica e IR por polvo.

12 Oscurecimiento por polvo
Quad1 - optical Oscurecimiento por polvo Emisión en luz visible de las estrellas

13 Emisión en luz visible de las estrellas
Quad1 - optical Emisión de CO en radio Emisión en luz visible de las estrellas

14 Nube molecular de Orión
Orion over house Nube molecular de Orión Cinturón de Orión (“Los Reyes magos”)

15 Nebulosa de Orión

16 Bourke et al. 97 Image: 8-21 m emission (warm [50-100 K] dust)
Contours: 1.2-mm emmision (cold[10-20 K] dust) Image: I-band (8250 A) image Dark globule (BHR71) R ~ 0.4 pc M ~ 40 M n ~ 1x104 cm-3 L ~ 9 L Bourke et al. 97 Photos courtesy of D. Mardones

17 Las estrellas se forman cuando alguna región (“núcleo denso”) dentro de una nube molecular “decide” que ya no puede con su propio peso y sufre un colapso (implosión) gravitacional. ¿Cuándo sucede esto? Cuando la autogravedad de la región es mayor que la suma de los agentes que actúan en su contra: Presión térmica Presión magnética Rotación Inercia de movimientos turbulentos

18 Conceptos básicos de física

19 Las matemáticas nos permiten describir cuantitativamente el mundo que nos rodea. Es decir, describir no sólo el cómo de las cosas, sino también cuánto. Las leyes de la física (es decir, del funcionamiento del mundo al nivel más básico) se escriben entonces de manera matemática. A continuación, definiremos algunos de los conceptos físicos que utilizaremos en este curso.

20 Fuerza es un empuje o jalón que se le da a un objeto, generalmente ocasionando que se mueva (específicamente, que se acelere). Cuando una fuerza pone en movimiento a un cuerpo, le imparte una cierta cantidad de energía. A nivel básico, definimos energía como la capacidad de realizar algún trabajo (efectuar alguna acción sobre otro objeto). La energía puede existir en muchas formas, como térmica (debida a la temperatura), gravitacional, cinética (debida al movimiento), potencial (que está disponible), etc. La energía impartida a un cuerpo por una fuerza aplicada a él a lo largo de una cierta distancia es el trabajo W realizado por la fuerza: F d

21 Tres importantes formas de energía en el estudio de la formación de las estrellas

22 I. La energía gravitacional
La fuerza que domina a grandes escalas en el Universo es la Fuerza de Gravedad, descrita cuantitativamente por vez primera por Newton en la primera mitad del siglo XVIII. en donde: M1 = Masa del objeto 1 G = cte. de la gravitación M2 = Masa del objeto 2 R = distancia entre M1 y M2 Ley de la Gravitación Universal

23 La energía gravitacional Eg es la energía potencial (disponible) que tiene un cuerpo por encontrarse bajo la fuerza de gravedad de otro cuerpo: g R

24 La energía autogravitacional Eg de un cuerpo, debida a la atracción gravitacional de cada uno de sus átomos sobre todos los demás, es Un poco más o menos, dependiendo de la forma del objeto y de cómo está distribuida la masa dentro de él.

25 II. La energía térmica Otra fuerza muy importante para nosotros es la ejercida por las moléculas de un gas sobre algún objeto por el movimiento térmico de ellas (es decir, por la temperatura del gas): La relación entre la presión y la fuerza es entonces: Se ve entonces que, si la presión es constante (por ejemplo, la del aire en este cuarto), a mayor superficie, mayor fuerza neta (por eso las velas de los barcos se hacían tan grandes como fuera posible). La presión es la fuerza que ejerce el golpeteo continuo de las moléculas de un cuerpo, líquido o gas sobre la unidad de superficie (ejm., 1 m2, 1 cm2, etc.) de otro cuerpo.

26 Ejemplos: Al introducir aire a un globo, la presión del aire dentro de él, lo infla. Los objetos pesan menos en el agua porque la presión aumenta con la profundidad: Hay mayor presión sobre la parte más sumergida del cuerpo que sobre la menos sumergida. Hay un empuje neto sobre el cuerpo de abajo hacia arriba. P aumenta hacia abajo

27 Estas propiedades se resumen en la Ley de los Gases Ideales:
A mayor temperatura, mayor es la velocidad promedio de las moléculas, y por lo tanto, mayor es la fuerza que se aplica en cada cm2 (es decir, mayor es la presión). A mayor densidad del gas que ejerce la presión (número de moléculas por cm3), mayor es el número de golpes por segundo que recibe cada cm2 de la pared que lo contiene. Por lo tanto, mayor es la presión. Estas propiedades se resumen en la Ley de los Gases Ideales: 1 cm3 Baja densidad Alta densidad r = densidad del gas = Masa/ volumen T = temperatura P = presión k = cte. de Boltzmann m = masa de cada molécula

28 n = número total de moléculas
Esta ley también se puede escribir como: La energía interna Ei (o térmica) es la que tiene un cuerpo o un gas por encontrarse a una cierta temperatura: La temperatura se relaciona también con la velocidad del sonido: n = número total de moléculas Ei es proporcional a T o sea, a PV El sonido se transmite a la velocidad de las moléculas. T mide la energía cinética de las moléculas

29 III. La energía magnética
La fuerza magnética también puede impartir energía a un objeto. Ejemplos: El campo magnético terrestre mueve la manecilla de una brújula, haciéndola que se oriente con él. Un imán pequeño se mueve para pegarse a una barra de fierro. Los motores eléctricos funcionan haciendo que un electroimán gire dentro de un imán fijo al cambiar su polaridad.

30 (Muy importante para el problema de la formación de las estrellas): Los electrones en el espacio se “amarran” al campo magnético, siendo obligados a moverse en espiral alrededor de él. El efecto resultante es que el gas se puede deslizar libremente a lo largo del campo magnético, pero perpendicularmente a él, lo arrastra. Líneas de campo magnético (B) Trayectorias de los electrones

31 La energía almacenada en un campo magnético uniforme B en una cierta región del espacio con volumen V es Energía magnética

32 Otro concepto importante: estabilidad
Un concepto fundamental en física es el de estabilidad o inestabilidad. Equilibrio estable: el sistema regresa al equilibrio después de un ligero empujón. Equilibrio inestable: un ligero empujón hace que el sistema se aleje del equilibrio.

33 Conceptos básicos de formación estelar

34 1. Criterio básico: Inestabilidad gravitacional de Jeans
Consideremos una esfera de gas en el espacio (una “nube interestelar”), sujeta a su propia gravedad y a su presión térmica. La autogravedad tiende a hacer que la nube se caiga sobre sí misma (implote, o se “colapse”). La presión térmica tiende a hacer que la nube se expanda. ¿Quién ganará? Depende del tamaño de la nube. R r r, P, T

35 y la energía gravitacional es:
La energía interna de una nube de gas esférica de densidad uniforme es: y la energía gravitacional es: Igualando ambas y despejando R, encontramos el tamaño de la nube para el cual se encuentra al borde del colapso gravitacional (que se da cuando |Eg| > Ei): Factor geométrico

36 Longitud de Jeans Sir James Jeans 1877 - 1946 Masa de Jeans
Haciendo un análisis más preciso y sofisticado se obtiene: Entonces, regiones de densidad r y temperatura T=mHc2/k con tamaños mayores que la Longitud de Jeans se colapsan gravitacionalmente, si el único soporte en contra de su autogravedad es la presión térmica. Se utiliza mucho también la: Longitud de Jeans Sir James Jeans Masa de Jeans

37 Fragmentación: Cuando una nube isotérmica se contrae:
Si la masa M de la nube es fija, mientras ésta se va colapsando, la masa de Jeans decrece porque la densidad aumenta, de manera que puede haber fragmentación: la nube de masa M cada vez contiene más masas de Jeans, y cada una puede proceder a colapsarse individualmente. M M Colapso MJ MJ

38 2. Otro criterio importante: El cociente masa/flujo magnético
Consideremos ahora el soporte proporcionado por un posible campo magnético uniforme B en la dirección x. La energía magnética es: B A Flujo magnético:

39 La condición para que haya colapso, |Eg| > Em, entonces implica:
Entonces el cociente de la energía gravitacional a la energía magnética es: donde F = pBR2 es el flujo magnético a través de la sección transversal de la nube. En ausencia de disipación o difusión, el flujo se conserva (“congelamiento del flujo”, “flux freezing”). La condición para que haya colapso, |Eg| > Em, entonces implica: En general, el factor numérico varía dependiendo de la geometría, y de cálculos más precisos (Nakano & Nakamura 1978), se toma: Una nube con M/F > (M/F)crit se llama magnéticamente supercrítica M/F < (M/F)crit se llama magnéticamente subcrítica

40 Las grandes preguntas contemporáneas sobre la formación estelar (FE)

41 Ya hemos visto qué condiciones requiere una parcela de gas para colapsarse. Pero ahora procede preguntarse: ¿Qué determina cuándo y qué fracción del gas de una nube adquiere las condiciones suficientes para el colapso? Es decir, ¿qué determina La tasa (o rapidez) de formación estelar (“star formation rate”, SFR; el número de estrellas formadas por unidad de tiempo)? (en nuestra galaxia, unas 3 estrellas por año). La eficiencia de formación estelar (star formation efficiency, SFE; la fracción de la masa de una nube que acaba en estrellas durante la “vida” de la nube)? La función inicial de masa (“initial mass function”, IMF) estelar (la distribución de masas de las estrellas)?

42 Estas características de la formación estelar en las galaxias o en las nubes moleculares se miden observacionalmente: La SFE en una nube molecular se define como donde M* es la masa total en estrellas (medida contando todas las estrellas de una nube y sumando sus masas) y Mn es la masa de la nube (medida a través del brillo total de la nube, o por otros estimados indirectos). La SFR se mide a nivel de galaxias completas comparando el brillo producido por las estrellas masivas (que son muy pocas, son las más grandes y brillantes en el azul y ultravioleta, y duran poco, es decir, “mueren” jóvenes) con el brillo de las estrellas pequeñas (que brillan poco, son muchas y duran mucho y brillan en el rojo). Así pues, comparando qué tanto brilla una galaxia en el azul con qué tanto brilla en el rojo, se sabe qué fracción de sus estrellas son jóvenes.

43 La IMF es la distribución de masas de las estrellas; es decir, cuántas estrellas hay de cada masa.
Kroupa 2001

44 Recientemente varias observaciones han sugerido que la IMF estelar se origina de la distribución de masas de los núcleos densos de las nubes (“core mass function”, CMF). Alves et al. 2006 CMF IMF estelar La CMF tiene una forma muy similar a la IMF, sólo que desplazada por un factor ~3x en la masa. Varios investigadores lo interpretan como que la IMF se origina de la CMF. Sin embargo, otros investigadores dudan de que exista una conexión real.

45 La conexión con la gran escala y el “clima” galáctico
Responder las preguntas anteriores implica conocer las condiciones físicas y la evolución de las nubes moleculares donde se forman las estrellas. En particular, saber qué determina la SFE requiere saber qué fracción de la masa de una nube se vuelve gravitacionalmente inestable, y por qué.

46 La cuna de las estrellas: nubes de gas molecular y polvo en el “medio interestelar” (MI) de las galaxias.

47 Oscurecimiento por polvo
Quad1 - optical Oscurecimiento por polvo Emisión en luz visible de las estrellas

48 Emisión en luz visible de las estrellas
Quad1 - optical Emisión de CO en radio Emisión en luz visible de las estrellas

49 Las nubes moleculares poseen mucha subestructura:
Nube molecular gigante (GMC) Emisión en CO del complejo de gas molecular en la región Cygnus (Cisne) OB7 (Falgarone et al. 1992). “Clumps” o “grumos” En realidad, se trata de un continuo de densidad. “Cores” o “núcleos densos”

50 Además, las nubes moleculares parecen ser supersónicamente turbulentas.
Los movimientos del gas se pueden observar sólo de manera indirecta, pues las nubes son enormes, y por lo tanto sus movimientos llevan miles y hasta millones de años. Podemos inferir sus movimientos aprovechándonos de dos hechos: Los elementos y compuestos químicos emiten luz en ciertas frecuencias muy precisas (“espectro”). Las sustancias se pueden identificar por espectroscopía, y las frecuencias se miden con precisión en el laboratorio. intensidad baja frecuencia baja alta alta frecuencia frecuencia

51 El efecto Doppler: La frecuencia de las ondas emitidas por un objeto que se acerca se reduce, y la de ondas emitidas por un objeto que se acerca, aumenta. El sonido de los objetos que se alejan se percibe más grave, y el de los que se acercan, más agudo. La luz de los objetos que se alejan se percibe más roja de lo que es, y la de las que se acercan, más azul.

52 velocidad típica de las moléculas
Entonces, si las moléculas del gas que observamos se mueven desordenadamente, su emisión se verá a veces corrida al rojo, y a veces, hacia el azul, por montos variables... ... y el espectro que veremos estará ensanchado. El ancho de la distribución de frecuencias nos dice qué tan grandes son las velocidades de las moléculas. Las velocidades medidas son supersónicas (mayores que la velocidad del sonido en las nubes moleculares, que es de unos 200 m/s). velocidad típica de las moléculas intensidad frecuencia

53 Nube Molecular Gigante (GMC)
Observacionalmente, se encuentran las siguientes condiciones físicas típicas en las nubes moleculares y su subestructura: Nube Molecular Gigante (GMC) Clump (o nube) Core (o núcleo denso) Tamaño ~100 años-luz (a.l.) ~10 a.l. < 1 a.l. Densidad ~100 cm-3 ~1000 cm-3 > 104 cm-3 Masa Msun Msun 1-10 Msun MJ* ~35 Msun ~10 Msun < 3.5 Msun B (muy incierto!) ~5 mG ~10 mG > 30 mG Mcrit ~1.3x104 Msun 2.6x103 Msun > 8 Msun Tomando T = 10 K 1 a.l. = 0.31 parsecs

54 El modelo de formación estelar regulada por turbulencia
¿Qué es y qué efectos tiene la turbulencia? La turbulencia es el movimiento desordenado y caótico de un fluido. Ejemplos: El movimiento del café al sumergir la cuchara. El fluir de los océanos y de la atmósfera terrestres. El medio interestelar y las nubes moleculares en las galaxias son turbulentos.

55 El medio interestelar es una especie de “atmósfera” de nuestra Galaxia, con una componente gaseosa (principalmente de Hidrógeno) y otra de polvo. El proceso de formación estelar se puede entender como parte del “clima galáctico”, similar al clima terrestre.

56 Analogías entre el clima terrestre y el galáctico:
Propiedad Tierra Galaxia Medio ambiente atmósfera (N, O, CO2) medio interestelar (H, He,..., polvo) Fuente de energía Sol estrellas masivas Nubes de vapor de agua (por condensación) de H, He, trazas moleculares (CO,...) y polvo (por compresión) “Lluvia” gotas de agua estrellas Mecanismo físico condensación colapso gravitacional

57 El estudio de la formación estelar a nivel colectivo se hace de manera similar a la predicción del tiempo (climático) en meteorología. Se resuelven en supercomputadoras las ecuaciones que rigen el comportamiento de los fluidos, en presencia de autogravedad y campo magnético. 0, Conservación de masa Conservación de momento Conservación de energía interna Passot, Vázquez-Semadeni & Pouquet 1995 Conservación de flujo magnético Gravedad (Poisson)

58 Paréntesis “caótico” El caos en matemáticas es un régimen en el cual:
El futuro cambia completamente si se cambia algún detalle de la condición actual (“el efecto mariposa”). La anécdota de “la chica en la fiesta”. Predecir el futuro es imposible, pues se requeriría información con precisión infinita y capacidad de cómputo infinita. Ejemplo: Sólo tiene sentido hacer descripciones estadísticas, no detalladas. Precisión sencilla (8 dígitos) Doble precisión (16 dígitos)

59 La primera supercomputadora de la UNAM: CRAY-YMP (1991-2001).

60 Nostromo: “Cluster” del grupo de turbulencia del CRyA. 34 CPUs,
60 GB RAM, 4 TB dd. KanBalam: Nueva supercomputadora de la UNAM (2006): 1350 CPUs, 3000 GB RAM, 160 TB dd. 1 Tera Byte (TB = 1000 GB)

61 Y se contrastan contra observaciones de grandes telescopios.
Very Large Array: radiotelescopio (interferómetro) en Nuevo México

62 Radiotelescopio de 300 m de diámetro en Arecibo, Puerto Rico
Gran Telescopio Milimétrico, Puebla, México (INAOE).

63 Uso de simulaciones numéricas para atacar los problemas de la formación de nubes, la SFE y la IMF

64 La SFE

65 Utilizando simulaciones numéricas de turbulencia isotérmica autogravitante no magnetizada...
La turbulencia causa que la densidad del gas varíe en el espacio y en el tiempo. Klessen et al. 2000

66 a = índice de la relación dispersión de velocidades-tamaño,
... Vázquez-Semadeni et al. (2003) encontraron empíricamente donde l0 ~ 0.1 pc, a = índice de la relación dispersión de velocidades-tamaño, ld = escala de inyección de la turbulencia. Ms=2 Ms=6 Ms=10 Ms=3.2 Vázquez-Semadeni et al. 2003, ApJ 585, L131

67 Simulaciones en 3D con autogravedad y campo magnético...
13 años luz Vázquez-Semadeni, Kim, Shadmehri & Ballesteros-Paredes 2005

68 Strongly supercritical (m=8.8)
... permiten medir el efecto del campo magnético en el control de la SFE Non-magnetic Strongly supercritical (m=8.8) Moderately supercritical (m=2.8) B SFE Vázquez-Semadeni, Kim & Ballesteros-Paredes (2005). 3D, supercritical, no AD. Nakamura & Li (2005), 2D, decaying, with AD. Supercritical Subcritical

69 Observacionalmente se busca determinar si el campo magnético es dominante o no para soportar las nubes y los cores. Criticalidad magnética l de varios clumps, con la corrección estadística más optimista a favor del campo magnético (Crutcher 2004). Los valores medidos del campo magnético se usan como parámetros en las simulaciones. Supercrítico Subcrítico : Límites inferiores

70 La IMF

71 En la actualidad, hay dos modelos principales que compiten para explicar el origen de la IMF:
El modelo de que la IMF proviene de la CMF. Bajo esta hipótesis, sólo hay que explicar por qué la turbulencia en las nubes produciría una distribución de masas de los cores igual a la distribución de masas de las estrellas. Se han construido teorías para determinar la CMF a partir de la turbulencia en el MI.

72 Se utilizan las simulaciones para comprobar si se verifican las predicciones de las teorías.
Se buscan los “cores” de mayor densidad y se les mide su masa. Las masas se clasifican por intervalos. Se muestra el campo de densidad proyectado de un cubo a un cuadrado (similarmente a como se ve el humo en el aire).

73 Se compara con las observaciones.
Si se reproduce la IMF observada, el modelo pasa esta prueba (aunque no se demuestra que es EL modelo correcto). Kroupa 2001 (observación) Padoan et al (simulación)

74 Sin embargo, hay dudas acerca de este modelo:
Algunas de sus hipótesis son cuestionables. La definición de los cores en las observaciones y en las simulaciones no está libre de ambigüedades, Como se ve, el campo de densidad no consiste en esferitas, sino que es muy filamentario. Ballesteros-Paredes & Mac Low (2002) demostraron que la definición de los cores afecta su espectro de masas.

75 Un modelo alternativo del origen de la IMF es el de la “acreción competitiva”, de Bate, Bonnell y colaboradores. En este modelo, las estrellas adquieren su masa compitiendo por el material disponible para ser acretado. La turbulencia es poco relevante para las masas finales de las estrellas, siendo sólo el mecanismo que originalmente fragmenta a la nube. 1/3 pc Bate, Bonnell & Bromm 2003

76 En resumen, la moneda está en el aire...
Este modelo ha sido criticado por aparentemente requerir condiciones demasiado “apretujadas” (“crowded”) para las estrellas en formación, que posiblemente sólo puedan darse en la formación de cúmulos estelares muy poblados, son resultado de excesiva fragmentación producida por el esquema numérico utilizado para resolver las ecuaciones HD, omitir la radiación ionizante de las estrellas que ya se van formando. En resumen, la moneda está en el aire...

77 La formación de las nubes

78 La evolución de las nubes y sus efectos
Considerar la evolución de las NMs puede ayudar a entender otros aspectos de la FE: Si están en equilibrio (como antes se pensaba) o no. La duración total de las nubes, y, por lo tanto, de la FE. La auto-regulación de la FE y la posible destrucción de las NMs. Si son sub- o supercríticas.

79 Virialización de las nubes y la auto-regulación de la FE.
Varios grupos (Audit & Hennebelle 2005; Heitsch et al. 2005; Vázquez-Semadeni et al. 2006, 2007) han estudiado numéricamente la formación de NMs por compresiones en el medio interestelar. Basados en la idea de que las NMs parecen ser los máximos de densidad de la distribución del gas en la Galaxia. Engargiola et al. 2003: Estudio de M33: Imagen en color: Distribución del gas atómico. Círculos: Gas molecular (CO) Concluyen que las nubes moleculares se forman a partir del gas atómico.

80 Y en que las nubes parecen más las “crestas de las olas”, siendo grumosas y filamentarias (fractales)... ... que esféricas autogravitantes en equilibrio;

81 Quad2-CO Dame et al. 2001

82 Simulación numérica de la formación de nubes en zonas comprimidas del MI.
Simulación de la formación de nubes por movimientos compresivos en el gas atómico difuso (n~1 cm-3, T ~5000 K), incluyendo enfriamiento, autogravedad y formación de estrellas. Vista de canto. Vázquez-Semadeni et al. 2007, ApJ.

83 (pc) Vista de frente (pc) 80 pc (260 a. l.)
Vázquez-Semadeni et al. 2007, ApJ. 80 pc (260 a. l.)

84 La nube en la simulación no está equilibrio. La SFE, definida como
Resultados: La nube en la simulación no está equilibrio. La SFE, definida como es una cantidad que va cambiando en el tiempo. Las observaciones sólo “cachan” un instante de la evolución. SF starts (17.2 Myr) Global collapse starts (~11 Myr) M*+Mn M* Mn

85 3) La turbulencia en las nubes moleculares puede ser producida, al menos inicialmente, por el proceso mismo de formación de la nube. Inflow weakens, collapse starts (12.2 Myr) SF starts (17.2 Myr) ~ 3.8 km s-1 (Vázquez-Semadeni et al )

86 La moneda está en el aire...
Visión alternativa: Krumholz, McKee, Matzner y colaboradores sostienen que la inyección de energía estelar en las nubes es capaz de mantenerlas cerca del equilibrio durante tiempos de hasta 30 Myr. Se requieren simulaciones numéricas modernas con retroalimentación por inyección de energía estelar. La moneda está en el aire... 1000 pc (3260 años luz) Simulación de 1995 en 2D, pero con inyección de energía estelar, campo magnético y autogravedad. Passot, Vázquez-Semadeni & Pouquet (1995)

87 Resumen El estudio de la formación de las estrellas involucra conceptos de física, química y matemáticas. Las estrellas se forman cuando una cierta parte densa de una nube molecular se vuelve gravitacionalmente inestable y se colapsa. Estudiamos dos criterios fundamentales que esto pueda ocurrir: Si una nube está soportada por presión térmica y tiene una masa mayor que su masa de Jeans MJ, entonces se colapsa. Como MJ disminuye al aumentar la densidad, la nube se debe fragmentar mientras se colapsa. Si una nube está soportada por el campo magnético y tiene un cociente masa a flujo magnético mayor que un cierto valor crítico (si la nube es supercrítica), entonces se colapsa.

88 La turbulencia supersónica en las nubes
Los grandes problemas sobre la formación estelar hoy en día son explicar la SFR, SFE y la IMF. Entender la SFE requiere entender qué fracción de una nube se vuelve gravitacionalmente inestable. Entender la IMF requiere saber cómo se determinan las masas de las estrellas. La turbulencia supersónica en las nubes contribuye a disminuir la SFE hasta cerca de un 30%, pero requiere de “ayuda” del campo magnético para lograr niveles del 5%; causa que haya variaciones de densidad en las nubes, cuya distribución de masas podría ser la responsable de la IMF; pero no se sabe si permanece constante, o se amortigua con el tiempo. Un mecanismo alternativo que podría ser responsable de la IMF es la “acreción competitiva”.

89 La teoría sigue en construcción:
IMF: ¿Derivada de la CMF o debida a la acreción competitiva? La turbulencia en las nubes: ¿Se mantiene o decae? (o algún régimen intermedio?) ¿Pasa de ser alimentada por la formación de la nube a la inyección de energía por estrellas? Retroalimentación de energía estelar: ¿Estabiliza a las nubes o las dispersa? ¿O ninguna de las anteriores? ¿Es suficientemente intenso el campo magnético para soportar los cores?

90 F I N