Formación Estelar Masiva CRyA, UNAM: R. Franco-Hernández, L. Gómez, L. Loinard, S. Lizano, Y. Gómez IA, UNAM: S. Curiel, J. Cantó, C. Allen, A. Poveda.

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1 Formación Estelar Masiva CRyA, UNAM: R. Franco-Hernández, L. Gómez, L. Loinard, S. Lizano, Y. Gómez IA, UNAM: S. Curiel, J. Cantó, C. Allen, A. Poveda Luis F. Rodríguez, CRyA, UNAM Morelia, México

2 Formación Estelar Masiva Introducción El paradigma para la formación de estrellas de baja masa (M < 8 Msol) La búsqueda de chorros y discos en las estrella de alta masa ¿Otros mecanismos? ¿Fusión? Conclusiones Luis F. Rodríguez, CRyA, UNAM Morelia, México

3 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 )

4 Disco: permite la acreción, de él se pueden formar planetas Chorros: se llevan energía y momento angular sobrantes, producen objetos HH y flujos moleculares

5 Para estrellas de baja masa, el escenario disco-chorro se considera sólido, al grado de extrapolarlo a sistemas binarios como L1551 IRS5

6 L1551 IRS5: Sistema binario con discos. VLA 7mm Lim & Takakuwa (2006) Menos “tercer” componente y la contribución del chorro

7 L1551 IRS5: El chorro binario VLA 3.6 cm Rodriguez et al. (2003)

8 A mayor escala, hay evidencia de estructuras circumbinarias (White et al. 2006) _______ CH3OH _______ HCN _______ CO

9 Un esquema de la región

10 Sistema Binario

11 Discos Circunestelares

12 Disco Circumbinario

13 En realidad, aún en las estrellas de baja masa las cosas no están tan claras… DG Tau: Observaciones de CO de Testi et al. (2002) con OVRO. Estiman una masa de 0.67 masas solares.

14 HH 30 Imágenes del HST por Watson et al.

15 Anglada et al. (2007) proponen que la precesión del chorro implica que en realidad es un sistema binario. Guilloteau et al. (2008) usan el interferómetro de IRAM a 1.3 mm y encuentran evidencia de que el disco es circumbinario. R(outer) = 250 AU R(inner) = 37 AU Semieje binaria = 15 AU; Pichardo et al. (2005)

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19 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…

20 Existen problemas para extender el escenario de la formación de estrellas de baja masa a las de alta masa: Una vez que la estrella alcanza una masa de 10 veces la masa del Sol, la presión de radiación actuando sobre los granos de polvo se hace lo suficientemente grande para parar la caída de más material de la envolvente al disco. La estrella no debería de crecer más allá de 10 veces la masa del Sol. Sin embargo, se sabe que hay estrellas hasta de 100 veces la masa del Sol. ¿Cómo se formaron estas grandes estrellas?

21 Entonces, ¿cómo se forman las estrellas con masas mayores a 10 veces la del Sol? Acreción: –Revisar el modelo clásico de las estrellas de baja masa de modo que la acreción pueda continuar. 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?

22 Un enfoque observacional ha sido la búsqueda de discos y chorros en las estrellas masivas jóvenes… Hablaré de unas cuantas fuentes que he estudiado con colaboradores de varias instituciones.

23 HH 1 HH 2 En el caso de estrellas de baja masa en formación, casi siempre se encuentran chorros térmicos en el centro del sistema.

24 HH 1 HH 2 En el caso de estrellas de baja masa en formación, casi siempre se encuentran chorros térmicos en el centro del sistema. VLA

25 ¿Qué son los chorros térmicos? Flujos colimados, bipolares, (parcialmente) ionizados, que emanan del entorno de las estrellas jóvenes. Son detectables en el radiocontinuo centimétrico como fuentes de emisión libre-libre. Se cree que son la “base” de los fenómenos de flujos a mayores escalas (flujos moleculares y objetos HH). Casi siempre se les detecta en el caso de las estrellas jóvenes de baja masa, pero raramente en las estrellas jóvenes de alta masa.

26 ¿Porqué es tan difícil detectar chorros térmicos en asociación con las estrellas jóvenes de alta masa? ¿Diferente mecanismo de formación? ¿Confusión producida por regiones HII brillantes en la región? La multiplicidad estelar también complica las cosas. Los flujos moleculares (gran escala) son, sin embargo, relativamente frecuentes. ¿Un problema de escalas de tiempo?

27 ¿Un problema de escalas de tiempo? Los flujos moleculares en estrellas de baja masa tienen escalas dinámicas de 10 4 años, mucho más cortas que el tiempo K-H de la etapa chorro/disco, que es del orden de 10 6 años. En contraste, los flujos moleculares en estrellas de alta masa tienen escalas dinámicas de 10 5 mucho más largas que el tiempo K-H de la etapa chorro/disco, que es del orden de 10 4 años. Esto es, en las protoestrellas de alta masa, el chorro puede apagarse y el flujo molecular persistirá como un fósil por un tiempo relativamente largo.

28 G24.78+0.08 Furuya et al. (2002) Continuo a 2mm (grises) más CO de alta velocidad (contornos) Beltrán et al. (2006) varios trazadores

29 La existencia de correlaciones sugiere que se trata del mismo fenómeno…

30 HH 80-81 (GGD27) en la nube oscura L291 Distancia 1.7 kpc (Rodríguez et al. 1980), Luminosidad: 2 x 10 4 L Sol Estrella: B0.5 ZAMS

31 Chorro altamente colimado con extensión of 5.3 pc (11´ ) (Martí, Rodríguez & Reipurth 1993)

32 CO (blue) CO (red) NO hay evidencia clara de un disco en HH 80-81 por la falta de resolución angular, como veremos… CS (2-1) toroide (Nobeyama 45m, resolución de 36¨)

33 Maser de H 2 O Gómez et al. 1995 Chorro térmico

34 Martí et al. (1998) analizaron el chorro térmico a lo largo de varios años.

35 Derivan velocidades para los nudos de 500 km/s.

36 Observaciones: VLA NH 3 (1,1) y (2,2) Resolución ~4´´ a 1.3 cm NH 3 (1,1) Chorro térmico a 3.6 cm H2OH2O 15´´

37 Emisión de 7 mm observada con el VLA a una resolución of 0.4´´ Libre-libre S ~ +0.2 Polvo ~ +2.6 Gómez et al. 2003

38 1.4 mm 3.5 mm BIMA (resoluciones de 7.4 y 19´´, respectivamente) El flujo de continuo crece rápidamente como S ~ 2.6 sugiriendo emisión de polvo. Suponiendo emisión de polvo opticamente delgada y temperatura entre 50-100 K, se deriva una masa total de 3.7 – 1.8 M sol siguiendo a Beckwith & Sargent (1991). Pero el disco no se resuelve angularmente…

39 Uno de los mejores casos es Cep A HW2 (Patel et al. 2005) El polvo (en colores) y el CH3CN (en contornos verdes) aparecen perpendiculares al chorro térmico. Radio del disco = 330 AU Masa del disco = 1-8 M SUN Masa de la estrella = 15 M SUN SMA and VLA data

40 Cortes posición-velocidad a lo largo del eje mayor del disco sugieren M = 19 +-5 M SUN

41 Sequencia of imágenes del chorro térmico a 3.6 cm Curiel et al. (2006)

42 La controversia… Brogan et al. (2007) y Comito et al. (2007) argumenta que no se trata de un disco, sino de condensaciones múltiples: También se muestran la emisión de 3.6 cm (VLA) y de 875 micras (SMA).

43 Los contraargumentos: Torrelles et al. (2007)

44 Jiménez-Serra et al. (2007)

45 Torrelles et al. (2007) proponen una estructura continua que puede ser detectada con distintos trazadores.

46 Hay, sin embargo, problemas con la modesta señal a ruido de los datos y con la rotación no-Kepleriana, que Jiménez-Serra et al. (2007) atribuyen a la juventud extrema del objeto.

47 IRAS 16547-4247: A una distancia de 2.9 kpc, tiene una luminosidad bolométrica de 62,000 luminosidades solares, equivalentes a una estrella O8 ZAMS. (Garay et al. 2003)

48 O STARS IRAS 16547-4247 (Garay et al. 2003) Quizá sea el mejor caso de una protoestrella masiva con chorro y disco. Franco-Hernández et al. (2008)

49 Garay et al. (2003) encuentran emisión de continuo milimétrico y una fuente triple en el centimétrico. Masa = 1,000 Msol 1’ = 0.84 pc Datos de SEST (mm) y de ATCA (cm)

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51 La imagen de continuo del VLA a 3.6 cm es muy sensitiva y traza emisión libre-libre de gas ionizado. Muestra estructura conectando al objeto central con el lóbulo norte, así como otras fuentes de radio en el campo (muy posiblemente otras estrellas jóvenes).

52 Una comparación de imágenes de 3.6 cm tomadas en 2003 y 2006 no detectan movimientos propios a lo largo del jet (<160 km/s a 4- sigma). Sin embargo, en los lóbulos más brillantes se detectan movimientos transversales del orden de 200 km/s. Las flechas muestran el desplazamiento esperado para 300 años. Además hay evidencia de que existe una estructura espiral, quizá asociada a precesión del chorro.

53 El flujo molecular lleva del orden de 100 masas solares (acarreadas de la nube ambiente) y sus características implican que lo energiza una estrella muy luminosa.

54 Hidrógeno molecular (2.12 micras) trazando el flujo bipolar (Brooks et al. 2003) Datos de ISAAC en el VLT

55 Tenemos un chorro y un flujo… ¿Qué tal un disco? Estos se trazan en protoestrellas de baja masa con observaciones de polvo y moléculas con la mayor resolución angular posible…

56 SubMillimeter Array = SMA

57 El gradiente de velocidad del SO2 (colores) sugiere una masa total de 20 a 40 masas solares y un radio de 1,000 AU para el disco (Franco-Hernández et al. 2008). Masa del disco da unas masas solares. Esta es la protoestrella más masiva conocida con evidencia de chorro y disco.

58 Los máseres de agua también sugieren una estructura en rotación en la misma dirección, pero a escalas 50 veces menores. La masa Kepleriana da también como 30 M sun

59 Pero… Las observaciones de moléculas térmicas resuelven las estructuras sólo marginalmente. Se necesita mucha más resolución angular. Distintas moléculas dan resultados distintos(?). Todos los casos presentados están cuestionados (¿condensaciones múltiples?

60 ¿Necesitamos fusiones (mergers)? La evidencia de flujos colimados de protoestrellas masivas es relativamente firme. No se esperan estos flujos después de una fusión. La evidencia de discos es escasa, pero se busca vigorosamente. Ya hay algunos casos. Hay, sin embargo, el intrigante caso de Orion BN/KL, donde podría haber ocurrido una fusión.

61 ¿Cómo podrían ocurrir estas fusiones? En un cúmulo estelar muy denso estos encuentros de 3 cuerpos podrían ser lo suficientemente frecuentes para formar sistemas binarios cercanos e inclusive fusiones de dos estrellas en una. Estas fusiones podrían estar acompañadas de la expulsión explosiva de gas.

62 ¿Cómo podrían ocurrir estas fusiones? En un cúmulo estelar muy denso estos encuentros de 3 cuerpos podrían ser lo suficientemente frecuentes para formar sistemas binarios cercanos e inclusive fusiones de dos estrellas en una. Estas fusiones podrían estar acompañadas de la expulsión explosiva de gas. Mostrar animación

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

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

65 Tan (2004) propuso que el objeto BN fue eyectado hace unos 4,000 años por interacciones en un sistema múltiple asociado con  1 C Ori, la estrella más luminosa del Trapezio de Orión.

66 Encontramos que la fuente de radio I también se mueve, en este caso hacia el SE. Radio Source I VLA 7 mm

67 Nuestro análisis de datos del VLA tomados a lo largo de las últimas dos décadas indica tanto la fuente de radio I como el objeto BN se mueven en el cielo, alejándose de un punto entre ellos.

68 BN se mueve hacia el NW a 27+-1 km s -1. I se mueve hacia el SE a 12+-2 km s -1.

69 Las cosas están aún mas complicadas porque hay una tercera fuente (n) que también se aleja del mismo punto (Gómez et al. 2005, 2007), del cual salieron hace 500 años.

70 El bien conocido flujo molecular (los dedos) tiene un límite superior a su edad de 1000 años. Es entonces posible que el flujo y la eyección de BN, I, y n sean resultado del mismo fenómeno. La energía en el flujo molecular es del orden de 4X10 47 ergs, quizá producidos por la formación de una binaria cercana o una fusión.

71 Quedan muchas preguntas en la formación de estrellas de alta masa… ¿Bastan los discos y los chorros (mecanismo clásico de acreción)? La acreción se ve necesaria dada la existencia de flujos colimados (aunque éste no es el caso en Orión BN/KL) y posiblemente discos en estrellas masivas en formación. ¿Juegan las fusiones un papel importante, o sea hay otros casos como el de Orión BN/KL?