La formaci

1
La formación de las estrellas y la turbulencia
interestelar
Dr. Enrique Vázquez Semadeni Centro de
Radioastronomía y Astrofísica, UNAM, Unidad
Morelia
2
Vivimos en un planeta llamado Tierra, que es
parte del Sistema Solar interior....
8 min-luz
3
...que está dentro del Sistema Solar exterior....
5 horas-luz
4
...que está dentro de la vecindad Solar...
20 años-luz
5
...que es parte de nuestra galaxia (Vía Láctea)...
Usted está aquí
100,000 millones de estrellas!
100,000 años-luz
6
...que es una galaxia como tantas que existen en
el Universo!
100,000 millones de galaxias!
30,000,000 años-luz
7
Cómo se forman las estrellas?
Cada galaxia contiene decenas o cientos de miles
de millones de estrellas, de las cuales el Sol es
un ejemplo típico.
8
Qué es una estrella?

• Una estrella es una esfera de gas (principalmente
  Hidrógeno) .
• En balance hidrostático entre su auto-gravedad
  (su propio peso) y el gradiente de presión
  térmica en su interior,
• alimentado por las reacciones nucleares en su
  centro.

A cada radio
Condición de equilibrio hidrostático.
H ? He
Fuerza de Peso de las presión
capas externas

9
De dónde surgen las estrellas?
10

• La cuna de las estrellas nubes de gas molecular
  y polvo en el medio interestelar (MI) de las
  galaxias.

11

• Toda la formación estelar (FE) actualmente ocurre
  en Nubes moleculares
• Regiones de alta densidad (ngt100 cm-3) en el
  medio interestelar de las galaxias, tales que el
  hidrógeno está principalmente en forma molecular
  H2 (la densidad columnar es suficientemente
  grande como para auto-escudar al gas de la
  radiación UV foto-disociante).
• Se observan en la emisión de otras moléculas,
  tales como CO, NH3, etc en emisión infrarroja
  (IR) y en radio de polvo, y en absorción óptica e
  IR por polvo.

12
Quad1 - optical
Oscurecimiento por polvo
Emisión en luz visible de las estrellas
13
Quad1 - optical
Emisión de CO en radio
Emisión en luz visible de las estrellas
14
Orion over house
Nube molecular de Orión
Cinturón de Orión (Los Reyes magos)
15
Nebulosa de Orión
16
Image 8-21 ?m emission (warm 50-100 K
dust) Contours 1.2-mm emmision (cold10-20 K
dust)
Image I-band (8250 A) image
Dark globule (BHR71) R 0.4 pc M 40 M? n
1x104 cm-3 L 9 L? Bourke
et al. 97
Photos courtesy of D. Mardones
17

• Las estrellas se forman cuando alguna región
  (núcleo denso) dentro de una nube molecular
  decide que ya no puede con su propio peso y
  sufre un colapso (implosión) gravitacional.
• Cuándo sucede esto?
• Cuando la autogravedad de la región es mayor que
  la suma de los agentes que actúan en su contra
• Presión térmica
• Presión magnética
• Rotación
• Inercia de movimientos turbulentos

18
Conceptos básicos de física
19

• Las matemáticas nos permiten describir
  cuantitativamente el mundo que nos rodea. Es
  decir, describir no sólo el cómo de las cosas,
  sino también cuánto.
• Las leyes de la física (es decir, del
  funcionamiento del mundo al nivel más básico) se
  escriben entonces de manera matemática.
• A continuación, definiremos algunos de los
  conceptos físicos que utilizaremos en este curso.

20

• Fuerza es un empuje o jalón que se le da a un
  objeto, generalmente ocasionando que se mueva
  (específicamente, que se acelere).
• Cuando una fuerza pone en movimiento a un cuerpo,
  le imparte una cierta cantidad de energía.
• A nivel básico, definimos energía como la
  capacidad de realizar algún trabajo (efectuar
  alguna acción sobre otro objeto).
• La energía puede existir en muchas formas, como
  térmica (debida a la temperatura), gravitacional,
  cinética (debida al movimiento), potencial (que
  está disponible), etc.
• La energía impartida a un cuerpo por una fuerza
  aplicada a él a lo largo de una cierta distancia
  es el trabajo W realizado por la fuerza

F
d
21
Tres importantes formas de energía en el estudio
de la formación de las estrellas
22
I. La energía gravitacional

• La fuerza que domina a grandes escalas en el
  Universo es la Fuerza de Gravedad, descrita
  cuantitativamente por vez primera por Newton en
  la primera mitad del siglo XVIII.
• en donde
• M1 Masa del objeto 1 G cte. de la
  gravitación
• M2 Masa del objeto 2 R distancia entre M1 y
  M2

Ley de la Gravitación Universal
23

• La energía gravitacional Eg es la energía
  potencial (disponible) que tiene un cuerpo por
  encontrarse bajo la fuerza de gravedad de otro
  cuerpo

g
R
24

• La energía autogravitacional Eg de un cuerpo,
  debida a la atracción gravitacional de cada uno
  de sus átomos sobre todos los demás, es

Un poco más o menos, dependiendo de la forma del
objeto y de cómo está distribuida la masa dentro
de él.
25
II. La energía térmica

• Otra fuerza muy importante para nosotros es la
  ejercida por las moléculas de un gas sobre algún
  objeto por el movimiento térmico de ellas (es
  decir, por la temperatura del gas)
• La relación entre la presión y la fuerza es
  entonces
• Se ve entonces que, si la presión es constante
  (por ejemplo, la del aire en este cuarto), a
  mayor superficie, mayor fuerza neta (por eso las
  velas de los barcos se hacían tan grandes como
  fuera posible).

La presión es la fuerza que ejerce el golpeteo
continuo de las moléculas de un cuerpo, líquido o
gas sobre la unidad de superficie (ejm., 1 m2, 1
cm2, etc.) de otro cuerpo.
26

• Ejemplos
• Al introducir aire a un globo, la presión del
  aire dentro de él, lo infla.
• Los objetos pesan menos en el agua porque la
  presión aumenta con la profundidad
• Hay mayor presión sobre la parte más sumergida
  del cuerpo que sobre la menos sumergida.
• Hay un empuje neto sobre el cuerpo de abajo hacia
  arriba.

P aumenta hacia abajo
27

• A mayor temperatura, mayor es la velocidad
  promedio de las moléculas, y por lo tanto, mayor
  es la fuerza que se aplica en cada cm2 (es decir,
  mayor es la presión).
• A mayor densidad del gas que ejerce la presión
  (número de moléculas por cm3), mayor es el número
  de golpes por segundo que recibe cada cm2 de la
  pared que lo contiene. Por lo tanto, mayor es la
  presión.
• Estas propiedades se resumen en la Ley de los
  Gases Ideales

1 cm3
Baja densidad
Alta densidad
r densidad del gas Masa/ volumen T
temperatura P presión k cte. de Boltzmann m
masa de cada molécula
28

• Esta ley también se puede escribir como
• La energía interna Ei (o térmica) es la que tiene
  un cuerpo o un gas por encontrarse a una cierta
  temperatura
• La temperatura se relaciona también con la
  velocidad del sonido

n número total de moléculas
Ei es proporcional a T o sea, a PV

• El sonido se transmite a la velocidad de las
  moléculas.
• T mide la energía cinética de las moléculas

29
III. La energía magnética

• La fuerza magnética también puede impartir
  energía a un objeto.
• Ejemplos
• El campo magnético terrestre mueve la manecilla
  de una brújula, haciéndola que se oriente con él.
• Un imán pequeño se mueve para pegarse a una barra
  de fierro.
• Los motores eléctricos funcionan haciendo que un
  electroimán gire dentro de un imán fijo al
  cambiar su polaridad.

30

• (Muy importante para el problema de la formación
  de las estrellas) Los electrones en el espacio
  se amarran al campo magnético, siendo obligados
  a moverse en espiral alrededor de él.
• El efecto resultante es que el gas se puede
  deslizar libremente a lo largo del campo
  magnético, pero perpendicularmente a él, lo
  arrastra.

31

• La energía almacenada en un campo magnético
  uniforme B en una cierta región del espacio con
  volumen V es

32
Otro concepto importante estabilidad

• Un concepto fundamental en física es el de
  estabilidad o inestabilidad.

Equilibrio estable el sistema regresa al
equilibrio después de un ligero empujón.
Equilibrio inestable un ligero empujón hace que
el sistema se aleje del equilibrio.
33
Conceptos básicos de formación estelar
34
1. Criterio básicoInestabilidad gravitacional
de Jeans

• Consideremos una esfera de gas en el espacio (una
  nube interestelar), sujeta a su propia gravedad
  y a su presión térmica.
• La autogravedad tiende a hacer que la nube se
  caiga sobre sí misma (implote, o se colapse).
• La presión térmica tiende a hacer que la nube se
  expanda.
• Quién ganará?
• Depende del tamaño de la nube.

R
r
r, P, T
35

• La energía interna de una nube de gas esférica de
  densidad uniforme es
• y la energía gravitacional es
• Igualando ambas y despejando R, encontramos el
  tamaño de la nube para el cual se encuentra al
  borde del colapso gravitacional (que se da cuando
  Eg gt Ei)

36

• Haciendo un análisis más preciso y sofisticado se
  obtiene
• Entonces, regiones de densidad r y temperatura
  TmHc2/k con tamaños mayores que la Longitud de
  Jeans se colapsan gravitacionalmente, si el único
  soporte en contra de su autogravedad es la
  presión térmica.
• Se utiliza mucho también la

Longitud de Jeans
Sir James Jeans 1877 - 1946
Masa de Jeans
37

• Fragmentación
• Cuando una nube isotérmica se contrae
• Si la masa M de la nube es fija, mientras ésta se
  va colapsando, la masa de Jeans decrece porque la
  densidad aumenta, de manera que puede haber
  fragmentación la nube de masa M cada vez
  contiene más masas de Jeans, y cada una puede
  proceder a colapsarse individualmente.

M
M
Colapso
MJ
MJ
38
2. Otro criterio importanteEl cociente
masa/flujo magnético

• Consideremos ahora el soporte proporcionado por
  un posible campo magnético uniforme B en la
  dirección x.

La energía magnética es
B
A
Flujo magnético
39

• Entonces el cociente de la energía gravitacional
  a la energía magnética es
• donde F pBR2 es el flujo magnético a través de
  la sección transversal de la nube. En ausencia de
  disipación o difusión, el flujo se conserva
  (congelamiento del flujo, flux freezing).
• La condición para que haya colapso, Eg gt Em,
  entonces implica
• En general, el factor numérico varía dependiendo
  de la geometría, y de cálculos más precisos
  (Nakano Nakamura 1978), se toma
• Una nube con
• M/F gt (M/F)crit se llama magnéticamente
  supercrítica
• M/F lt (M/F)crit se llama magnéticamente subcrítica

40
Las grandes preguntas contemporáneas sobre la
formación estelar (FE)
41

• Ya hemos visto qué condiciones requiere una
  parcela de gas para colapsarse. Pero ahora
  procede preguntarse
• Qué determina cuándo y qué fracción del gas de
  una nube adquiere las condiciones suficientes
  para el colapso? Es decir, qué determina
• La tasa (o rapidez) de formación estelar (star
  formation rate, SFR el número de estrellas
  formadas por unidad de tiempo)? (en nuestra
  galaxia, unas 3 estrellas por año).
• La eficiencia de formación estelar (star
  formation efficiency, SFE la fracción de la masa
  de una nube que acaba en estrellas durante la
  vida de la nube)?
• La función inicial de masa (initial mass
  function, IMF) estelar (la distribución de masas
  de las estrellas)?

42

• Estas características de la formación estelar en
  las galaxias o en las nubes moleculares se miden
  observacionalmente
• La SFE en una nube molecular se define como
• donde M es la masa total en estrellas (medida
  contando todas las estrellas de una nube y
  sumando sus masas) y Mn es la masa de la nube
  (medida a través del brillo total de la nube, o
  por otros estimados indirectos).
• La SFR se mide a nivel de galaxias completas
  comparando
• el brillo producido por las estrellas masivas
  (que son muy pocas, son las más grandes y
  brillantes en el azul y ultravioleta, y duran
  poco, es decir, mueren jóvenes) con
• el brillo de las estrellas pequeñas (que brillan
  poco, son muchas y duran mucho y brillan en el
  rojo).
• Así pues, comparando qué tanto brilla una galaxia
  en el azul con qué tanto brilla en el rojo, se
  sabe qué fracción de sus estrellas son jóvenes.

43

• La IMF es la distribución de masas de las
  estrellas es decir, cuántas estrellas hay de
  cada masa.

Kroupa 2001
44

• Recientemente varias observaciones han sugerido
  que la IMF estelar se origina de la distribución
  de masas de los núcleos densos de las nubes
  (core mass function, CMF).

• La CMF tiene una forma muy similar a la IMF,
  sólo que desplazada por un factor 3x en la masa.
• Varios investigadores lo interpretan como que la
  IMF se origina de la CMF.
• Sin embargo, otros investigadores dudan de que
  exista una conexión real.

45
La conexión con la gran escalay el clima
galáctico

• Responder las preguntas anteriores implica
  conocer las condiciones físicas y la evolución de
  las nubes moleculares donde se forman las
  estrellas.
• En particular, saber qué determina la SFE
  requiere saber qué fracción de la masa de una
  nube se vuelve gravitacionalmente inestable, y
  por qué.

46

• La cuna de las estrellas nubes de gas molecular
  y polvo en el medio interestelar (MI) de las
  galaxias.

47
Quad1 - optical
Oscurecimiento por polvo
Emisión en luz visible de las estrellas
48
Quad1 - optical
Emisión de CO en radio
Emisión en luz visible de las estrellas
49
Las nubes moleculares poseen mucha subestructura
Nube molecular gigante (GMC)
Emisión en CO del complejo de gas molecular en la
región Cygnus (Cisne) OB7 (Falgarone et al. 1992).
Clumps o grumos
En realidad, se trata de un continuo de densidad.
Cores o núcleos densos
50

• Además, las nubes moleculares parecen ser
  supersónicamente turbulentas.
• Los movimientos del gas se pueden observar sólo
  de manera indirecta, pues las nubes son enormes,
  y por lo tanto sus movimientos llevan miles y
  hasta millones de años.
• Podemos inferir sus movimientos aprovechándonos
  de dos hechos
• Los elementos y compuestos químicos emiten luz en
  ciertas frecuencias muy precisas (espectro).
  Las sustancias se pueden identificar por
  espectroscopía, y las frecuencias se miden con
  precisión en el laboratorio.

intensidad
baja frecuencia
alta
baja
alta frecuencia
frecuencia
51

• El efecto Doppler La frecuencia de las ondas
  emitidas por un objeto que se acerca se reduce, y
  la de ondas emitidas por un objeto que se acerca,
  aumenta.
• El sonido de los objetos que se alejan se percibe
  más grave, y el de los que se acercan, más agudo.
• La luz de los objetos que se alejan se percibe
  más roja de lo que es, y la de las que se
  acercan, más azul.

52

• Entonces, si las moléculas del gas que observamos
  se mueven desordenadamente, su emisión se verá a
  veces corrida al rojo, y a veces, hacia el azul,
  por montos variables...
• ... y el espectro que veremos estará ensanchado.
• El ancho de la distribución de frecuencias nos
  dice qué tan grandes son las velocidades de las
  moléculas.
• Las velocidades medidas son supersónicas (mayores
  que la velocidad del sonido en las nubes
  moleculares, que es de unos 200 m/s).

velocidad típica de las moléculas
intensidad
frecuencia
53

• Observacionalmente, se encuentran las siguientes
  condiciones físicas típicas en las nubes
  moleculares y su subestructura

Nube Molecular Gigante (GMC) Clump (o nube) Core (o núcleo denso)
Tamaño 100 años-luz (a.l.) 10 a.l. lt 1 a.l.
Densidad 100 cm-3 1000 cm-3 gt 104 cm-3
Masa 105-106 Msun 102-104 Msun 1-10 Msun
MJ 35 Msun 10 Msun lt 3.5 Msun
B (muy incierto!) 5 mG 10 mG gt 30 mG
Mcrit 1.3x104 Msun 2.6x103 Msun gt 8 Msun

• Tomando T 10 K
• 1 a.l. 0.31 parsecs

54
El modelo de formación estelar regulada por
turbulencia

• Qué es y qué efectos tiene la turbulencia?
• La turbulencia es el movimiento desordenado y
  caótico de un fluido. Ejemplos
• El movimiento del café al sumergir la cuchara.
• El fluir de los océanos y de la atmósfera
  terrestres.
• El medio interestelar y las nubes moleculares en
  las galaxias son turbulentos.

55

• El medio interestelar es una especie de
  atmósfera de nuestra Galaxia, con una
  componente gaseosa (principalmente de Hidrógeno)
  y otra de polvo.
• El proceso de formación estelar se puede entender
  como parte del clima galáctico, similar al
  clima terrestre.

56
Analogías entre el clima terrestre y el galáctico
Propiedad Tierra Galaxia
Medio ambiente atmósfera (N, O, CO2) medio interestelar (H, He,..., polvo)
Fuente de energía Sol estrellas masivas
Nubes de vapor de agua (por condensación) de H, He, trazas moleculares (CO,...) y polvo (por compresión)
Lluvia gotas de agua estrellas
Mecanismo físico condensación colapso gravitacional
57

• El estudio de la formación estelar a nivel
  colectivo se hace de manera similar a la
  predicción del tiempo (climático) en
  meteorología.
• Se resuelven en supercomputadoras las ecuaciones
  que rigen el comportamiento de los fluidos, en
  presencia de autogravedad y campo magnético.

0,
Conservación de masa
Conservación de momento
Conservación de energía interna
Passot, Vázquez-Semadeni Pouquet 1995
Conservación de flujo magnético
Gravedad (Poisson)
58
Paréntesis caótico

• El caos en matemáticas es un régimen en el cual
• El futuro cambia completamente si se cambia algún
  detalle de la condición actual (el efecto
  mariposa).
• La anécdota de la chica en la fiesta.
• Predecir el futuro es imposible, pues se
  requeriría información con precisión infinita y
  capacidad de cómputo infinita. Ejemplo
• Sólo tiene sentido hacer descripciones
  estadísticas, no detalladas.

Precisión sencilla (8 dígitos)
Doble precisión (16 dígitos)
59

• La primera supercomputadora de la UNAM CRAY-YMP
  (1991-2001).

60

• 1 Tera Byte (TB 1000 GB)

61

• Y se contrastan contra observaciones de grandes
  telescopios.

Very Large Array radiotelescopio
(interferómetro) en Nuevo México
62
Radiotelescopio de 300 m de diámetro en Arecibo,
Puerto Rico
Gran Telescopio Milimétrico, Puebla, México
(INAOE).
63
Uso de simulaciones numéricas para atacar los
problemas de la formación de nubes, la SFE y la
IMF
64
La SFE
65

• Utilizando simulaciones numéricas de turbulencia
  isotérmica autogravitante no magnetizada...

La turbulencia causa que la densidad del gas
varíe en el espacio y en el tiempo.
Klessen et al. 2000
66

• ... Vázquez-Semadeni et al. (2003) encontraron
  empíricamente
• donde
• l0 0.1 pc,
• a índice de la relación dispersión de
  velocidades-tamaño,
• ld escala de inyección de la turbulencia.

67
Simulaciones en 3D con autogravedad y campo
magnético...
13 años luz
Vázquez-Semadeni, Kim, Shadmehri
Ballesteros-Paredes 2005
68
... permiten medir el efecto del campo magnético
en el control de la SFE
69

• Observacionalmente se busca determinar si el
  campo magnético es dominante o no para soportar
  las nubes y los cores.

Criticalidad magnética l de varios clumps, con la
corrección estadística más optimista a favor del
campo magnético (Crutcher 2004). Los valores
medidos del campo magnético se usan como
parámetros en las simulaciones.
Supercrítico
Subcrítico
Límites inferiores
70
La IMF
71

• En la actualidad, hay dos modelos principales que
  compiten para explicar el origen de la IMF
• El modelo de que la IMF proviene de la CMF.
• Bajo esta hipótesis, sólo hay que explicar por
  qué la turbulencia en las nubes produciría una
  distribución de masas de los cores igual a la
  distribución de masas de las estrellas.
• Se han construido teorías para determinar la CMF
  a partir de la turbulencia en el MI.

72

• Se utilizan las simulaciones para comprobar si se
  verifican las predicciones de las teorías.

Se buscan los cores de mayor densidad y se les
mide su masa. Las masas se clasifican por
intervalos.
Se muestra el campo de densidad proyectado de un
cubo a un cuadrado (similarmente a como se ve el
humo en el aire).
73

• Se compara con las observaciones.
• Si se reproduce la IMF observada, el modelo pasa
  esta prueba (aunque no se demuestra que es EL
  modelo correcto).

Kroupa 2001 (observación)
Padoan et al. 2007 (simulación)
74

• Sin embargo, hay dudas acerca de este modelo
• Algunas de sus hipótesis son cuestionables.
• La definición de los cores en las observaciones y
  en las simulaciones no está libre de
  ambigüedades,
• Como se ve, el campo de densidad no consiste en
  esferitas, sino que es muy filamentario.
• Ballesteros-Paredes Mac Low (2002) demostraron
  que la definición de los cores afecta su espectro
  de masas.

75

• Un modelo alternativo del origen de la IMF es el
  de la acreción competitiva, de Bate, Bonnell y
  colaboradores.

En este modelo, las estrellas adquieren su masa
compitiendo por el material disponible para ser
acretado. La turbulencia es poco relevante para
las masas finales de las estrellas, siendo sólo
el mecanismo que originalmente fragmenta a la
nube.
1/3 pc
Bate, Bonnell Bromm 2003
76

• Este modelo ha sido criticado por aparentemente
  requerir condiciones demasiado apretujadas
  (crowded) para las estrellas en formación, que
  posiblemente
• sólo puedan darse en la formación de cúmulos
  estelares muy poblados,
• son resultado de excesiva fragmentación producida
  por el esquema numérico utilizado para resolver
  las ecuaciones HD,
• omitir la radiación ionizante de las estrellas
  que ya se van formando.
• En resumen, la moneda está en el aire...

77
La formación de las nubes
78
La evolución de las nubes y sus efectos

• Considerar la evolución de las NMs puede ayudar a
  entender otros aspectos de la FE
• Si están en equilibrio (como antes se pensaba) o
  no.
• La duración total de las nubes, y, por lo tanto,
  de la FE.
• La auto-regulación de la FE y la posible
  destrucción de las NMs.
• Si son sub- o supercríticas.

79

• Virialización de las nubes y la auto-regulación
  de la FE.
• Varios grupos (Audit Hennebelle 2005 Heitsch
  et al. 2005 Vázquez-Semadeni et al. 2006, 2007)
  han estudiado numéricamente la formación de NMs
  por compresiones en el medio interestelar.
• Basados en la idea de que las NMs parecen ser los
  máximos de densidad de la distribución del gas en
  la Galaxia.

Engargiola et al. 2003 Estudio de M33 Imagen
en color Distribución del gas atómico. Círculos
Gas molecular (CO) Concluyen que las nubes
moleculares se forman a partir del gas atómico.
80

• Y en que las nubes
• parecen más las crestas de las olas, siendo
  grumosas y filamentarias (fractales)...
• ... que esféricas autogravitantes en equilibrio

81
Quad2-CO
Dame et al. 2001
82
Simulación numérica de la formación de nubes en
zonas comprimidas del MI.
Simulación de la formación de nubes por
movimientos compresivos en el gas atómico difuso
(n1 cm-3, T 5000 K), incluyendo enfriamiento,
autogravedad y formación de estrellas. Vista de
canto.
Vázquez-Semadeni et al. 2007, ApJ.
83
(pc)
Vista de frente
(pc)
Vázquez-Semadeni et al. 2007, ApJ.
80 pc (260 a. l.)
84

• Resultados
• La nube en la simulación no está equilibrio.
• La SFE, definida como
• es una cantidad que va cambiando en el tiempo.
  Las observaciones sólo cachan un instante de la
  evolución.

85
3) La turbulencia en las nubes moleculares puede
ser producida, al menos inicialmente, por el
proceso mismo de formación de la nube.
SF starts (17.2 Myr)
Inflow weakens, collapse starts (12.2 Myr)
3.8 km s-1
(Vázquez-Semadeni et al. 2007)
86

• Visión alternativa
• Krumholz, McKee, Matzner y colaboradores
  sostienen que la inyección de energía estelar en
  las nubes es capaz de mantenerlas cerca del
  equilibrio durante tiempos de hasta 30 Myr.
• Se requieren simulaciones numéricas modernas con
  retroalimentación por inyección de energía
  estelar.
• La moneda está en el aire...

1000 pc (3260 años luz)
Simulación de 1995 en 2D, pero con inyección de
energía estelar, campo magnético y autogravedad.
Passot, Vázquez-Semadeni Pouquet (1995)
87
Resumen

• El estudio de la formación de las estrellas
  involucra conceptos de física, química y
  matemáticas.
• Las estrellas se forman cuando una cierta parte
  densa de una nube molecular se vuelve
  gravitacionalmente inestable y se colapsa.
• Estudiamos dos criterios fundamentales que esto
  pueda ocurrir
• Si una nube está soportada por presión térmica y
  tiene una masa mayor que su masa de Jeans MJ,
  entonces se colapsa.
• Como MJ disminuye al aumentar la densidad, la
  nube se debe fragmentar mientras se colapsa.
• Si una nube está soportada por el campo magnético
  y tiene un cociente masa a flujo magnético mayor
  que un cierto valor crítico (si la nube es
  supercrítica), entonces se colapsa.

88

• Los grandes problemas sobre la formación estelar
  hoy en día son explicar la SFR, SFE y la IMF.
• Entender la SFE requiere entender qué fracción de
  una nube se vuelve gravitacionalmente inestable.
• Entender la IMF requiere saber cómo se determinan
  las masas de las estrellas.
• La turbulencia supersónica en las nubes
• contribuye a disminuir la SFE hasta cerca de un
  30, pero requiere de ayuda del campo magnético
  para lograr niveles del 5
• causa que haya variaciones de densidad en las
  nubes, cuya distribución de masas podría ser la
  responsable de la IMF
• pero no se sabe si permanece constante, o se
  amortigua con el tiempo.
• Un mecanismo alternativo que podría ser
  responsable de la IMF es la acreción
  competitiva.

89

• La teoría sigue en construcción
• IMF Derivada de la CMF o debida a la acreción
  competitiva?
• La turbulencia en las nubes
• Se mantiene o decae? (o algún régimen
  intermedio?)
• Pasa de ser alimentada por la formación de la
  nube a la inyección de energía por estrellas?
• Retroalimentación de energía estelar Estabiliza
  a las nubes o las dispersa? O ninguna de las
  anteriores?
• Es suficientemente intenso el campo magnético
  para soportar los cores?

90

• F I N