SHELL H II REGIONS IN NGC 6334

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Centro de Radioastronomía y Astrofísica,
UNAMMorelia, Michoacán, México18
investigadores, dirección de tesis de
licenciatura, posgrado en astronomíawww.crya.unam
.mx
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LA FORMACION DE LAS ESTRELLAS

• Luis F. Rodríguez, CRyA, UNAM

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La Formación de las Estrellas

• El estudio de las estrellas, en sus diferentes
  etapas evolutivas continúa siendo uno de los
  temas principales de la astronomía.
• En particular, la etapa de su formación es un
  tema en el que ha habido contribuciones
  importantes de parte de investigadores mexicanos.

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Dónde y cómo se están formando las estrellas?

• Nuestro Sol es una de las 200 mil millones de
  estrellas que forman nuestra Galaxia, la Vía
  Láctea.
• La Vía Láctea es una galaxia del tipo espiral, y
  en éstas aproximadamente 10 de la masa
  luminosa está en el espacio entre las estrellas
  en la forma de gas libre (nubes) que se puede
  contraer gravitacionalmente para formar
  estrellas.
• Este es un proceso de gran complejidad porque
  implica llevar al gas de una densidad de
  alrededor de 1 partícula por cm3 a 1024
  partículas por cm3 .

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El Medio Interestelar El material que hay entre
las estrellas

• Constituyentes
• Gases
• Hidrógeno (92 por número)
• Helio (8)
• Oxígeno, Carbono, etc. (0.1)
• Partículas de Polvo
• 1 de la masa del medio interestelar
• Densidad promedio 1 átomo / cm3
• En comparación nuestra atmósfera tiene

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NGC 253
7
M 74
8
M 74
100,000 años-luz
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La Vía Láctea
Luna
10
La Vía Láctea en el Infrarrojo
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El Medio Interestelar es Muy DiversoDistintas
Fases
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Nube Molecular
Diámetro 1-10 años-luz Temperatura 10-100 K
Densidad 1,000-10,000 cm-3 Formadas por
moléculas y polvo Masa 1-10000 masas solares
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Problemas clásicos de la formación estelar

• Desde los años 50s del siglo pasado se
  identificaron dos problemas importantes en el
  estudio de la formación estelar.
• Uno era de tipo observacional y el otro de tipo
  teórico...

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Las nubes moleculares son opacas a la luz visible

• Esto impedía (y de hecho continúa impidiendo) el
  estudio del proceso con las poderosas técnicas de
  la astronomía clásica.
• La solución se encontró en el desarrollo de la
  radioastronomía y de la astronomía infrarroja,
  bandas en las que el polvo cósmico es
  relativamente transparente.

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(No Transcript)
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Very Large Array
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La contracción gravitacional

• La idea básica es que un fragmento de nube
  molecular, normalmente en equilibrio, pierde
  soporte y se contrae por su propia gravedad
  hasta formar una estrella.
• Esto implica una contracción de una escala de
  1018 cm a 1010 cm.
• La escala de tiempo para esta contracción es del
  orden del tiempo de caída libre, 104 años.

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(No Transcript)
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Las nubes moleculares tienen momento angular

• Esto ocasionaría que conforme la nube se contraía
  para formar la estrella, la conservación de
  momento angular haría que el fragmento de nube
  girara más y más rápido hasta que la fuerza
  centrífuga detuviera la contracción.
• Hacia falta un mecanismo que se llevara momento
  angular para permitir que la contracción
  continuara.

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Los objetos Herbig-Haro

• Un descubrimiento que llevaría a una posible
  solución al problema del momento angular y que
  impulsaría mucho el estudio de la formación
  estelar fue el descubrimiento en 1951 por George
  Herbig y Guillermo Haro de los ahora llamados
  objetos Herbig-Haro

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HH 1
HH 2
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Qué son los objetos Herbig-Haro?

• Pequeñas nebulosas brillantes con espectro óptico
  producido por un choque de velocidad en los
  cientos de km/s.
• No parecían tener fuente de excitación (o sea,
  una estrella asociada) y se deberían de apagar en
  unos cuantos años, pero seguían brillando.

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(No Transcript)
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HH 1
HH 2
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Very Large Array
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HH 1
HH 2
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VLA 1
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FLUJO MOLECULAR
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(No Transcript)
30
(No Transcript)
31
(No Transcript)
32
Telescopio Espacial Hubble
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CHORRO DE SISTEMA HH 111
CERCANO INFRARROJO
VISIBLE
Jorge Cantó y Alejandro Raga, entre otros, han
hecho aportaciones importantes al estudio de
estos chorros.
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Imágenes del telescopio espacial Hubble tomadas
por Alan Watson y colaboradores.
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Qué tienen que ver los chorros con el momento
angular?

• Se cree que la fuente de donde extraen su energía
  los chorros es la rotación del disco de acreción.
  Los chorros se llevan energía y momento angular.

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El gas cae en espiral hacia la estrella.
Energía Total Proporcional a
Momento Angular Proporcional a
Esto quiere decir que el gas tiene que deshacerse
de energía y momento angular para poder caer a la
estrella
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(No Transcript)
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Mecanismo de Blandford y Payne (aceleración)
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Mecanismo de Blandford y Payne (colimación)
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Qué está mal con esta caricatura?
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Esta secuencia está muy apoyada por las
observaciones
42
CLASE 0 tlt104 años
Paradigma para la formación de estrellas de baja
masa (Mltunas masas solares) Shu, Adams, y Lizano
(1986)
CLASE I tlt105 años
CLASE II tlt106 años
CLASE III tlt107 años
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La Simbiosis Disco-Chorro

• Para existir, el chorro requiere de la energía (y
  del momento angular) del disco.
• Para que la acreción hacia la estrella proceda,
  el disco necesita que el chorro le quite energía
  y momento angular.
• Esta simbiosis está presente en diversos tipos
  de objetos astronómicos, no sólo en las estrellas
  jóvenes.

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Problemas Actuales

• Evolucionan los discos protoplanetarios?

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Emisión del polvo en el disco observada a 7 mm
con el Very Large Array.
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(No Transcript)
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Discos Protoplanetarios Alrededor de Objetos
Clase I

• La estrella o bien luz de ella reflejada es
  detectable en el visible o cercano IR.
• La masa del disco excede 0.01 Msol, la masa
  crítica para formar un Sistema Solar como el
  nuestro.
• El diámetro del disco es del orden de 100
  unidades astronómicas, como se cree fue el disco
  protoplanetario del cual nos formamos.

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Discos Protoplanetarios Alrededor de Objetos
Clase 0?

• Hay argumentos teóricos que sugieren que deben de
  ser más pequeños mientras más jóvenes.
• Estos objetos están sumamente oscurecidos, su
  estudio es sólo posible en ondas de radio.
• Tenemos evidencia preliminar de que, en efecto,
  son mas pequeños.

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Emisión del polvo en el disco observada a 7 mm
con el Very Large Array.
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L1527 (Loinard et al. 2003).
Los discos protoplanetarios compactos tienen
suficiente masa y tamaño para formar planetas
terrestres, aunque su pequeño tamaño no
permitiría la formación de planetas como Neptuno
y Plutón.
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DISCOS BINARIOS
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3.6 cm
CHORROS BINARIOS
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(No Transcript)
54
(No Transcript)
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Problemas Actuales

• Evolucionan los discos protoplanetarios?
  Posiblemente sí.
• En realidad, las estrellas se forman
  frecuentemente en sistemas binarios.

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(No Transcript)
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(No Transcript)
58
(No Transcript)
59
(No Transcript)
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Problemas Actuales

• Evolucionan los discos protoplanetarios?
  Posiblemente sí.
• En realidad, las estrellas se forman
  frecuentemente en sistemas binarios. Usemos
  movimientos orbitales para determinar las masas
  0.5-2 Msol
• Mas aun, la formación se da en cúmulos

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OPTICO
CERCANO INFRARROJO
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La Nebulosa de Orión

• En ella conviven estrellas masivas recientemente
  formadas pero ya en la Secuencia Principal, con
  estrellas de baja masa que aún están rodeadas de
  discos y que tienen chorros.

63
FORMACION ESTELAR
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PRIMERAS ESTRELLAS (EPOCA DE LA REIONIZACION)
FORMACION DE GALAXIAS
FORMACION ESTELAR
FORMACION DE PLANETAS
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Atacama Large Millimeter Array
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Gran Telescopio Milimétrico INAOE
67
El Futuro de la Formación Estelar

• Aun quedan muchos problemas en el campo
  formación de estrellas masivas, formación de
  sistemas múltiples, formación de planetas,
  colimación de chorros, primera generación de
  estrellas....
• Esperamos que la astronomía latinoamericana siga
  haciendo contribuciones a este campo, tanto en el
  aspecto teórico, como en el observacional.
• Muchas gracias por su atención.