Poblaciones de estrellas en “clusters” A. Fuente, astrónoma del OAN

Poblaciones de estrellas en “clusters” Los estudios de las poblaciones de estrellas en “clusters” tienen una larga tradición (Walker 1956, ApJS 2, 365) El diagrama H-R permite determinar la edad y masa de los miembros de un “cluster” y reconstruir la historia de la formación estelar así como los ritmos de producción de las estrellas de distinta masa. Herbig fue el primero en proponer que la formación de una estrella O pararía la formación estelar pues dispersaría el gas de la nube. Iben & Talbot (1966, ApJ 144, 968) estudiando los “clusters” NGC 2264 y NGC 6530 establecieron que una asociación de estrellas se crea en una edad típica de ~10 7 años. Algunos estudios (Herbst & Miller 1982, AJ 87, 1478) propusieron la idea de la formación estelar secuencial, según la cual la masa de la estrella formada aumenta con el tiempo. Stahler (1985, ApJ 293, 207) estudió las correlaciones entre las edades y masas de las estrellas y concluyó que todas se formaban al mismo tiempo con una probabilidad que estaba de acuerdo con la función inicial de masa.

El problema post-T Tauri Hay un déficit de estrellas T Tauri con edades mayores que años en las regiones de formación estelar cercanas. Algunos autores proponen que las estrellas T Tauri con estas edades se encuentran lejos de la nube materna. La dispersión en velocidad de las estrellas jóvenes es de km/s, por lo que pueden haberse alejado entre pc en 10 7 años. ROSAT encontró cientos de estrellas nuevas dispersas por todo el cielo fuera de las nubes moleculares. Estimaciones de la edad de estas estrellas demuestran que la mayoría son estrellas de tipo espectral G y K, con edades de 10 8 años y fueron formadas en una generación anterior de nubes moleculares. Posible explicación al déficit de estrellas post-T Tauri La contracción de la nube por difusión ambipolar es muy lenta (~10 7 años), y del mismo orden que la vida típica de una nube. La probabilidad de encontrar una estrella con esta edad es muy pequeña. Una vez alcanzada una densidad crítica, la formación estelar se acelera. Los flujos bipolares, vientos, fotones UV,..., destruyen la nube una vez que hay un pico de formación estelar.

La Función Inicial de Masa (IMF) La vida de una estrella está totalmente determinada por su masa. Por tanto no sólo la vida de una estrella sino también la evolución de la luminosidad de las galaxias requiere un conocimiento detallado de la distribución inicial de masas así como de cómo varía la IMF en el espacio y el tiempo. La IMF se calcula de manera observacional. Por otra parte, cualquier teoría de formación estelar debe explicar la IMF. Salpeter (1955, ApJ 121, 161) determinó por primera vez la IMF a partir de las tablas de van Rhijn, Φ(M v ), que nos dan el número de estrellas por intervalo de magnitud en un volumen del espacio. Ψ(M v ) = Φ(M v ) cuando  MS >  MW Ψ(M v ) =  MW /  MS Φ(M v ) cuando  MS >  MW donde  MS es el tiempo de llegada a la secuencia principal y  MS es la edad de la Galaxia.

La Función Inicial de Masa (IMF) En la secuencia principal L * ~m * p donde p=3.45 Puesto que M v ~ log L *, M v ~ log m * Se introduce el concepto de función inicial de masa, ξ(log m * ), como el número relativo de estrellas formadas por unidad de volumen y por unidad logarítmica de masa. Ψ(M v )dM v = ζ(log m * ) dlogm * IMF de Salpeter ξ(log m * ) ~ m * La IMF de Salpeter demuestra que la mayor parte de la masa estelar está contenida en estrellas de baja masa. Determinaciones más recientes de la IMF (J. Scalo, Fundamentals of Cosmic Physics, 11,1) demuestra que para masas menores que 0.5 M sol, la función inicial de masa se aplana, tiene un máximo a 0.3 M sol y es aún objeto de debate si después sigue constante o decrece.