Una breve introducción a las regiones H II Un tema de antigua tradición en la astronomía mexicana… Regiones de gas que está siendo ionizado por los fotones ultravioleta (>13.6 eV) de una estrella.

En el espacio interestelar existen grandes nubes de gas y polvo que normalmente están en equilibrio, con la gravedad balanceada por el campo magnético y la turbulencia…

Por razones que aún no se entienden bien, un fragmento de la nube se contrae para formar una nueva estrella…

Si la estrella es lo suficientemente caliente (más de 30,000 K) produce fotones con energía mayor a 13.6 eV que ionizan al hidrógeno circundante formando una región H II…

Como el gas ionizado es más caliente (10,000 K) que el circudante (100 K), la región H II se expande a la velocidad del sonido del gas ionizado (10 km/s). Cuando son jóvenes (y compactas) estas regiones están muy oscurecidas y se estudian mejor en el radio…

Estos movimientos de expansión se ha medido en algunas regiones H II, comparando imágenes tomadas con años de diferencia. Por ejemplo, Kawamura & Masson (1998) usaron datos del Very Large Array con separación en el tiempo de 9 años para medir la expansión de la región H II ultracompacta W3(OH). La interpretación de los datos implica una velocidad de expansión de 3 – 5 km s -1. En las ondas de radio lo que normalmente se estudia es la emisión libre-libre (free-free o bremsstrahlung) que producen los electrones libres al pasar cerca de los iones.

Very Large Array = VLA

Variaciones Temporales en G A1: ¿Evidencia de una Región H II Hipercompacta Acretante? R. Galván-Madrid (CRyA-UNAM y Harvard- Smithsonian CfA, EUA), L. F. Rodríguez (CRyA-UNAM), P. T. P. Ho (Harvard- Smithsonian CfA, EUA y ASIAA, Taiwan), y E. Keto (Harvard-Smithsonian CfA) 2008, ApJ, 674, L33 Las regiones H II hipercompactas (HCHII) son volúmenes de gas pequeños (radio 10 4 cm -3 ), ionizados por estrellas OB jóvenes y oscurecidas.

Resumen La posibilidad de detectar variabilidad en las regiones HCHII. El caso de G A1. Otras fuentes.

Dos escalas de variabilidad Tiempo de expansión: a 10 km/s una región HCHII duplica su tamaño en escalas del orden de 1000 años. Tiempo de recombinación: con densidad electrónica de 10 4 cm -3, una región HCHII se puede recombinar en escalas del orden de 10 años.

G A1 Parte de un complejo de formación estelar. Ionizada por O9 ZAMS Energiza a un poderoso flujo bipolar de CO. A una distancia de 7.7 kpc.

Ópticamente gruesa por debajo de 20 GHz

Imágenes del VLA La cruz marca la posición de una fuente de 1.4 mm Beltrán et al. (2007)

Grises: 7 mm Círculos blancos: máseres de agua Círculos negros: máseres de metanol Flechas: movimientos propios de los máseres

¿Qué esperábamos ver? Como aparentemente se trataba de una región HCHII en expansión, posiblemente un aumento en su tamaño (pero no había datos de 2 épocas con suficiente resolución angular). Un aumento en el flujo porque para una región HII ópticamente gruesa, el flujo va como el ángulo sólido de la fuente.

Datos de archivo del VLA Hay pocos datos de alta calidad para regiones HII

¡La componente A1 disminuyó en su flujo entre las dos épocas!

¿A qué se puede deber esta disminución de flujo?

Posibles explicaciones Variación en el flujo de la estrella ionizante (improbable). Acreción de masa hacia la región HII. La masa ionizada en esta región HCHII es de sólo masas solares Keto ha propuesto modelos en los que las regiones HCHII podrían continuar acretando. Pero para una región HCHII como G A1 se necesita una masa central del orden de 300 masas solares.

NGC 7538 IRS1 Franco-Hernández & Rodríguez (2004)

Franco-Hernández & Rodríguez (2004) estudiaron datos del VLA de NGC 7538 IRS1 tomados a lo largo de 12 años. No se detecta expansión, pero los lóbulos muestran un claro decremento en emisión del orden de 20-30% a través de los años…

Estas técnicas de sustracción (basadas en los métodos de calibración cruzada para alinear los datos de diferentes épocas) son muy confiables, como esta prueba con datos de poca separación temporal muestran.

MWC349 ¿Un disco fotoionizado? Rodríguez, Gómez, y Tafoya (2007)

Conclusiones Es posible detectar cambios en escalas de años en regiones HCHII y objetos similares. Hay cambios debidos a expansión, pero también a variaciones aparentes en el flujo ionizante. Estamos preparando una propuesta para hacer segundas épocas de fuentes HCHII que tienen una buena primera época.

VLA observations of G by Acord et al. (1998) with  t = 5 years This subtraction technique has been used for many PNe but for only a few UCHIIs. Interpretation of data implies expansion velocity of about 35 km s -1.

Kawamura & Masson (1998) used VLA data with time separation of 9 years to measure expansion in W3(OH). Interpretation of data implies expansion velocity of 3 – 5 km s -1. The only two UCHIIs for which expansion is measured (G and W3(OH)), show quite different expansion velocities.

Franco-Hernández & Rodríguez (2004) studied VLA data of NGC 7538 IRS1 taken over 12 years. No expansion was detected, but the lobes show a clear decrease in flux density of 20-30% over the years…

These subtraction techniques (based on cross-calibration of the data of different epochs) are very reliable, as this null test shows…

Finally, there is at least one clear case of a “moving” UCHII region… In the radio, the BN object in the Orion BN/KL region is detected as an UCHII region ionized by a B-type star. Since 1995, Plambeck et al. reported large proper motions (tens of km s -1 ) to the NW. BN Object VLA 7 mm

In a recent analysis of the data, Tan (2004) proposed that the BN object was ejected some 4,000 years ago by interactions in a multiple system located at  1 C Ori, the brightest star of the Orion Trapezium.

However, an analysis of VLA data taken over the last two decades suggests that the radio source I (apparently a thermal jet), is also moving in the sky, receding from a point between it and the BN object.

The Radio Source I is also moving in the sky. Radio Source I VLA 7 mm

BN moves to the NW at km s -1. I moves to the SE at km s -1.

The data suggest that some 500 years ago, a multiple stellar system, formed at least by BN and I had a close encounter and the stars were expeled in antiparallel directions BN or I have to be close binary systems for this scenario to work

Encounters in multiple stellar systems can lead to the formation of close binaries or even mergers with eruptive outflows (Bally & Zinnecker 2005). Reipurth (2000)

Indeed, around the BN/KL region there is the well known outflow with an age of about 1000 years (Doi et al. 2002). It is possible that the outflow and the ejection of BN and I were result of the same phenomenon. Energy in outflow is of order 4X10 47 ergs, perhaps produced by formation of close binary or merger. H 2 image with NH 3 contours (Shuping et al. 2004; Wilson et al. 2000)

Conclusions UCHII regions are understood only basically, many aspects remain (origin of morphology, density structure…) Time variation is a new parameter that is being included in the analysis and that will help study these sources and their environment.