Formación estelar masiva con ALMA: Fragmentación y multiplicidad

1. Formación estelar masiva con ALMA:Fragmentación y multiplicidad Asunción Fuente Observatorio Astronómico Nacional V Conferencia SEA--Toledo, Septiembre 2002

2. Formación estelar aislada V Conferencia SEA--Toledo, Septiembre 2002

3. La formación de estrellas aisladas es la excepción!! Aproximadamente el 50% de las estrellas son binarias. Todas las estrellas masivas (masa > 5 Msol) se forman en asociaciones de estrellas ligadas gravitacionalmente o “clusters” La mayor parte de las estrellas poco masivas también se forman en “clusters” Sólo podremos entender la formación estelar si entendemos el fenómeno de la multiplicidad. V Conferencia SEA--Toledo, Septiembre 2002

4. Binarias La formación de binarias puede ser por: • Captura en presencia de un tercer cuerpo para absorber el exceso de energía. • Fragmentación del disco. Con simulaciones numéricas se obtienen masas típicas de 0.01 - 0.1 Msol y separaciones de 5-100 UA • Fragmentación en la fase de protoestrella. Es difícil conseguir binarias muy cercanas (< 1 UA). V Conferencia SEA--Toledo, Septiembre 2002

5. Binarias V Conferencia SEA--Toledo, Septiembre 2002

6. Formación de estrellas masivas (M > 5 Msol) Problemas: • Por encima de 5 Msol todas las estrellas se forman en “clusters” • Ausencia de discos en estrellas jóvenes Fuente et al. (2001) V Conferencia SEA--Toledo, Septiembre 2002

7. Formación de estrellas masivas Con masas > 10 Msol y luminosidades entre 104-106 Lsol, las estrellas masivas constituyen la principal fuente de energía del medio interestelar y son las responsables del enriquecimiento en elementos pesados de la Galaxia. Son las responsables de la evolución energética y química de la Galaxia No se conoce el mecanismo de formación de las estrellas masivas V Conferencia SEA--Toledo, Septiembre 2002

8. Mecanismos de formación de estrellas masivas El modelo de acreción “standard” que explica satisfactoriamente la formación de estrellas poco masivas no puede aplicarse a estrellas con masas superiores a 8-10 Msol Se proponen dos escenarios: Colisiones: Las estrellas masivas se forman por colisiones de estrellas (Bonnell 2002) o de protoestrellas (Stahler 2000) Acreción en una condensación turbulenta (McKee & Tan 2002): La alta presión de estas condensaciones proporciona ritmos de acreción suficientemente altos para crear una estrella masiva. V Conferencia SEA--Toledo, Septiembre 2002

9. Mecanismos de formación de estrellas masivas Acreción: Flujos bipolares Discos masivos en protoestrellas? IMF Colisiones: Grado de “clustering” aumenta con la masa de la estrella La estrella masiva en el centro del “cluster” Ausencia de discos en estrellas pre-secuencia principal V Conferencia SEA--Toledo, Septiembre 2002

10. Qué aportará ALMA? • Estudio de “proto-binarias” • Estudiar “clusters” en diferente estado evolutivo • Estudio de “proto-clusters”: Debido a su baja temperatura, < 30 K, sólo pueden estudiarse en milimétricas y submilimétricas. Procesos como el colapso, la acreción competitiva, discos circumestelares (circumbinarios,...) podrán ser observados con ALMA. • Determinar la IMF en las regiones de formación estelar masiva. V Conferencia SEA--Toledo, Septiembre 2002

11. Formación estelar masiva: W3 (OH) Imagen del continuo a 3.6cm obtenida con el VLA (Wilner et al. 2000). En contornos, la imagen en el continuo a 1.3mm tomada con el PdBI (Menten et al. 2001). A la derecha, mapas interferométricos en distintas moléculas.

12. Observaciones de “clusters” ----------------------------------------------------------------------------------- Objeto Radio (UA) Radio( 400 pc) ALMA ----------------------------------------------------------------------------------- Protoestrella 100 - 500 UA 0.3´´ 3000 pc (Disco) Binarias 30-100 UA <0.1´´ 3000 pc Cluster 8000 UA ----------------------------------------------------------------------------------- V Conferencia SEA--Toledo, Septiembre 2002