1 Dr. Enrique Vázquez Semadeni Centro de Radioastronomía y Astrofísica, UNAM, Unidad Morelia

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Dr. Enrique Vázquez Semadeni

Centro de Radioastronomía y Astrofísica, UNAM, Unidad Morelia

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Una galaxia como la nuestra (la Vía Láctea, o “la Galaxia”)...

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... contiene cientos de miles de millones de estrellascientos de miles de millones de estrellas, de las cuales el Sol es un ejemplo típico.

Decenas o centenas de miles de estrellas

100,000 años-luz

Usted estaría aquí

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• Además de estrellas, la Galaxia está permeada por un medio difuso (tenue), el Medio Interestelar Medio Interestelar (MI)(MI), que contiene:

– Gas (~90 % H [por número], 9% He, 1.5% del resto de los elementos).

• En varias “fases”“fases” (o rangos de temperatura):– Gas molecular (denso [> 102 cm-3], frío [10-30 K])– Gas atómico (neutro) frío (n ~ 10-100 cm-3, T ~ 50-500 K)– Gas atómico (neutro) tibio (n ~ 0.1-1 cm-3, T ~ 103-104 K)– Gas ionizado tibio (n ~ 0.1-1 cm-3, T ~ 104-105 K)– Gas ionizado caliente (o “coronal”) (n ~ 0.01 cm-3, T ~ 105-107

K)

– Polvo– Campos magnéticos– Rayos cósmicos (núcleos relativistas)

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Nosotros vemos a estas componentes así:(Emisión sincrotrón de electrones relativistas en campos magnéticos)

(Emisión térmica de polvo calentado por estrellas, 50-100K)

(Estrellas frías, tipo K)

(Estrellas, con oscurecimiento por absorción por polvo)

(Emisión térmica del gas ionizado caliente [105-107 k])

(Colisiones de rayos cósmicos contra núcleos de H)

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¿Cómo se forman las estrellas?

Cada galaxia contiene decenas o cientos de miles de estrellas, de las cuales el Sol es un ejemplo típico.

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• La cuna de las estrellas y sistemas solares: nubes de gas molecular y polvo en el MI de las galaxias.

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Las estrellas recién formadas...

...y el polvo

... se encuentran preferencialmente en los brazos espirales de la Galaxia.

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• El gas molecular y el polvo coinciden espacialmente:

10

aa

90 80 70 60 50 40 30 20 10 0

20

10

0

-10

-20

Galactic Longitude

aa

180° 160° 140° 120° 100° 80° 60° 40° 20° 0° 340° 320° 300° 280° 260° 240° 220° 200° 180°

20°

0°

-20°

Quad1 - optical

Oscurecimiento por polvo

Emisión en luz visible de las estrellas

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aa

90 80 70 60 50 40 30 20 10 0

20

10

0

-10

-20

Galactic Longitude

aa

180° 160° 140° 120° 100° 80° 60° 40° 20° 0° 340° 320° 300° 280° 260° 240° 220° 200° 180°

20°

0°

-20°

Quad1 - optical

Emisión de CO en radio

Emisión en luz visible de las estrellas

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Orion over house

Cinturón de Orión (“Los Reyes magos”)

Nube molecular de Orión

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~ 1500 a.l.

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Región de formación estelar masiva Cygnus X(Motte et al. 2007).

Cúmulo de estrellas jóvenes y masivas Cygnus OB2

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Nebulosa de Orión

~ 12 a.l.

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Nebulosa del Aguila

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Como lo sugieren las fotografías,

– El medio interestelar es una especie de “atmósfera” de nuestra Galaxia, con una componente gaseosa (principalmente de Hidrógeno) y otra de polvo.

– El medio interestelar es un medio turbulento (en movimientos desordenados desde las escalas más grandes hasta las más pequeñas)

– La formación estelar es un proceso caótico.

– La descripción apropiada de la formación estelar a gran escala es estadística.

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• La turbulencia es el movimiento caótico de los fluidos.– A los aviones y barcos, ¡los sacude!

La turbulencia es el estado más natural de los fluidos.

En la Tierra, la atmósfera y los océanos son turbulentos.

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Formación de nubes de lluvia en la Tierra:

El aire caliente sube.

A cierta altura, el vapor de agua se condensa en pequeñas gotas que flotan.

Las gotitas se van juntando, creciendo de tamaño.

A partir de cierto tamaño, ya no flotan, caen.

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Formación de nubes en el medio interestelar

• Las nubes interestelares no son regiones con gotitas de agua, sino regiones donde el medio es más denso.

• Estas regiones se pueden formar por la autogravedad del medio (la fuerza de gravedad que cada molécula del gas ejerce sobre las demás)...

• o por la turbulencia en el medio.

21 Vázquez-Semadeni, Kim, Shadmehri & Ballesteros-Paredes 2005

Simulación en 3D con autogravedad, enfriamiento y campo magnético.

13 años luz

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Analogías entre el clima terrestre y el galáctico:

estrellasgotas de agua“Lluvia”

colapso gravitacionalcondensaciónMecanismo físico

de H, He, trazas moleculares (CO,...)

y polvo (por compresión)

de vapor de agua

(por condensación)

Nubes

estrellas masivasSolFuente de energía

medio interestelar

(H, He,..., polvo)

atmósfera

(N, O, CO2)

Medio ambiente

GalaxiaTierraPropiedad

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– El proceso de formación estelar se puede entender como parte del “clima galáctico”, similar al clima terrestre.

Nubes de vapor de agua en la Tierra. Nubes de hidrógeno y polvo en elmedio interestelar.

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De regreso al medio interestelar:

También es turbulento, y esa turbulencia afecta la formación de las estrellas.

La turbulencia ocurre en regiones de todos tamaños en el medio interestelar de la Galaxia.

Desde escalas del disco galáctico (miles de años-luz)...

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Simulación numérica de la turbulencia en el disco galáctico para estudiar la formación de las nubes en donde nacen las estrellas.

1 kp

c= 3

260

años

luz

Se muestra el campo de densidad, a lo largo de 65 millones de años.Passot, Vázquez-Semadeni & Pouquet 1995

Incluye: campo mag-nético, auto-grave-dad, enfriamiento e inyección de energía por estrellas.

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• Simulación realizada en la primera supercomputadora de la UNAM: CRAY-YMP (1991-2001).

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– de Avillez & Breitschwerdt (2004, Baltic Astron.) (AMR, 3D MHD):

Distribuciones de densidad y temperatura en el plano medio

Simulaciones con inyección de energía por supernovas, campo magnético, y enfriamiento y calentamiento (sin auto-gravedad).

B0 = 3 GBrms,0 =3.25 G

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... a escalas de cientos de años-luz...

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280 años luz

: n>35 cm-3 (material “molecular”)

Objetos tipo nube molecular se pueden formar en unos cuantos millones de años (ampliación de subregión en la simulación de Passot et al. 1995)

(Ballesteros-Paredes, Hartmann & Vázquez-Semadeni 1999)

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Cálculos recientes de formación de nubes moleculares (Vázquez-Semadeni et al. 2010)

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835 años luz

Tiempo total transcurrido: 40 millones de años.

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... a los núcleos densos dentro de las nubes moleculares (menores

que un año-luz)

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Bate, Bonnell & Bromm 2003

Simulación en 3D con autogravedad, enfriamiento, sin campo magnético.

Simulación numérica del colpaso gravitacional en una nube de gas para formar una (o varias)

estrellas

1 añ

o lu

z

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– El “modelo gravito-turbulento” de la formación estelar sugiere un nuevo escenario (con respecto a las teorías anteriores):

• Antes se pensaba que las nubes que forman estrellas estaban en equilibrio y eran casi estáticas. Nuestros cálculos sugieren en cambio que evolucionan continuamente: se forman, aparecen y desaparecen.

• Los cálculos también sugieren que las nubes estén en colapso gravitacional, mientras que antes se pensaba que estaban en equilibrio.

– Un problema entonces no resuelto es por qué la formación de estrellas es poco eficiente.

– Se piensa que por efecto de el calentamiento por las propias estrellas recién formadas.

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• Lo mismo vale para los “grumos” (las partes más densas) de las nubes, en donde se forman las estrellas. – Antes se pensaba que tardaban hasta 10 Ma en formar

estrellas. Los cálculos recientes indican que sólo tardan ~ 1 Ma.

• No todos los grumos dentro de las nubes moleculares van a formar estrellas. Algunos simplemente se dispersarán.

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– Queda mucho por hacer:

• ¿Qué determina las masas de las estrellas?

• ¿Por qué ciertas nubes forman estrellas masivas y otras no?

• ¿Cómo depende la formación de las estrellas de las propiedades de su galaxia madre?

• ¿Cómo depende la eficiencia de formación de estrellas de los parámetros de la nube madre? (masa e intensidad de la turbulencia y del campo magnético)

• ¿Por qué ciertas galaxias forman estrellas mucho más apresuradamente que otras?

• Etc.

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F I N