Massive star formation: ionized and molecular gas in the first evolutionary stages
- Autores: Alvaro Sánchez Monge
- Directores de la Tesis: Robert Estalella i Boadella (dir. tes.) , Stan Kurtz (dir. tes.)
- Lectura: En la Universitat de Barcelona ( España ) en 2011
- Idioma: inglés
- Tribunal Calificador de la Tesis: Luis Felipe Rodríguez Jorge (presid.) , José Miguel Girart Medina (secret.) , Riccardo Cesoroni (voc.)
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- Resumen
Las estrellas masivas (M>8 Msol) juegan un papel importante en la determinación de las propiedades morfológicas, dinámicas y químicas de las galaxias que las albergan, a través de fuertes vientos estelares, intensa radiación ultravioleta (UV) y finalmente, explosiones de supernovas. A pesar de su gran importancia, sus primeras etapas evolutivas son aún escasamente conocidas. Los modelos teóricos (e. g., Larson 1969; Shu et al. 1987) que permiten explicar de forma acertada la formación de estrellas de baja masa (similares al Sol), presentan problemas cuando se aplican a las estrellas más masivas.
El principal problema teórico radica en el hecho que las estrellas masivas empiezan a producir reacciones termonucleares en su interior cuando aún están acretando material del disco y de la envolvente. Si la estrella masiva en formación alcanza una determinada luminosidad (equivalente a la de una estrella de tipo espectral B), será capaz de producir un número de fotones ionizantes (¿ > 13.6 eV) suficiente como para ionizar el gas que la rodea. Esta elevada radiación produce una presión de radiación que impediría la acreción, y por lo tanto, que la estrella alcanzara masas más elevadas (características de las estrellas de tipo O; Kahn 1974, Wolfire & Cassinelli 1987). Actualmente hay dos tipos de pensamiento diferentes que tratan de solucionar estos problemas para poder explicar la formación de las estrellas masivas. El primer método se llama colapso monolítico (Yorke & Sonnhalter 2002), e intenta aplicar los modelos utilizados para estrellas de baja masa modificando, principalmente, la simetría y las características en la cual es acretado el material. El segundo método, acreción competitiva (Stahler et al. 2000) se basa en el hecho en que las estrellas masivas se encuentran en cúmulos numerosos, considerando que éstas se pueden formar, por ejemplo, a partir de la fusión de estrellas de menor masa. Para determinar que modelo se ajusta mejor a la realidad, son necesarias observaciones precisas de varias regiones de formación estelar, las cuales no son sencillas de realizar.
A pesar de las enormes dificultades observacionales (e. g., las estrellas masivas se encuentran generalmente muy lejos: >2 kpc, embebidas en nubes moleculares con un elevada extinción: Av>100, y en cúmulos con varias estrellas en formación), recientemente se ha conseguido caracterizar las propiedades observacionales más relevantes en la formación estelar masiva. De este modo, estudiando con detalle objetos como nubes oscuras en el infrarrojo (Pillai et al. 2006), núcleos moleculares calientes (Cesaroni 2005), regiones de gas ionizado (Kurtz 2005), flujos moleculares y jets (Shepherd 2005), y máseres moleculares (Ellingsen 2007), debería ser posible obtener las piezas suficientes para resolver el rompecabezas e ir comprendiendo mejor el mecanismo de formación de estas estrellas masivas.
Emisión de gas ionizado De todas las propiedades observacionales que hemos listado, las regiones de gas ionizado (o regiones Hii) son las que claramente diferencia las estrellas de alta masa de las estrellas de menor masa. Ya que las estrellas menos luminosas no son capaces de generar un número de fotones ionizantes suficiente como para crear una región Hii. Esta emisión de gas ionizado se puede estudiar es fácilmente identificable durante las primeras etapas evolutivas de las estrellas, como emisión de continuo en el rango de las radiofrecuencias (correspondiendo al rango de longitudes de onda centimétricas del espectro electromagnético). Una ventaja de las radio-ondas, respecto a longitudes de onda como el óptico o el infrarrojo, es que no sufren de extinción, y por lo tanto podemos ver aquellas fuentes (estrellas en formación) profundamente embebidas en las nubes moleculares. De este modo, el gas ionizado (emisión de continuo centimétrico) se convierte en un parámetro a observar que puede aportar información fundamental y relevante. A pesar de esto, no toda la emisión de gas ionizado que se observa en las regiones de formación estelar es producida por la presencia de fotones UV ionizantes. Por ejemplo, la los choques producidos durante la eyección de materia (jet/outflow) característica de estrellas en formación, con el medio circundante, puede producir ionización del gas. Varios mecanismos y modelos se han propuesto para explicar la presencia del gas ionizado en las regiones de formación estelar (e. g., regiones Hii, discos fotoevaporados, vientos ionizantes, flujos de acreción ionizados, radiojets térmicos, choques en el medio circundante). Observaciones de continuo centimétrico a diferentes frecuencias, y con una elevada resolución espacial que permita estudiar la morfología de la emisión, resultan necesarias para comprender el mecanismo de ionización, y determinar cual es el que domina en cada etapa de la formación de una estrella masiva.
Emisión de gas molecular Simultáneamente a la emisión de gas ionizado, es necesario conocer el ambiente que rodea al objeto estelar recién formado, el cual probablemente caracteriza y define a su vez la emisión de gas ionizado. Las propiedades del entorno de la estrella en formación se pueden determinar mediante dos tipos de observaciones (en radiofrecuencias) diferentes: i) observaciones del polvo interestelar, y ii) observaciones de gas molecular. La emisión de polvo es dominante en el continuo milimétrico, de esta forma, observando la emisión a varias frecuencias milimétricas se puede determinar parámetros como la temperatura y la masa de polvo de la nube o núcleo en el cual se haya embebido la estrella en formación. La emisión de gas molecular aporta información que la emisión de polvo no proporciona.
Más de un centenar de moléculas han sido observadas e identificadas en el medio interestelar. Cada una de estas moléculas presenta diferentes transiciones moleculares con una frecuencia bien determinada, las cuales aportan información muy importante del gas molecular que rodea a los objetos jóvenes. Transiciones moleculares como las del amoníaco (NH3) proporcionan información detallada de la temperatura y densidad del núcleo denso que alberga a la protoestrella. Moléculas orgánicas más complejas, como el CH3CN, proporcionan también medidas de la temperatura y densidad, pero en este caso de la región más caliente y densa, próxima a las estrella, permitiendo caracterizar las propiedades de los núcleos moleculares calientes. Otras moléculas más abundantes, como el monóxido de carbono (CO), son fundamentales para estudiar las eyecciones de material debidas a los jets o flujos moleculares que impulsan las estrellas en sus primeras etapas. Finalmente, otras moléculas como el agua (H2O) presentan emisión máser, la cual permite conocer con detalle la cinemática del gas en regiones de muy elevada densidad y temperatura.
Objetivos, estrategia y organización de la tesis El objetivo principal de esta tesis es la caracterización de la emisión de gas ionizado presente en regiones de formación estelar masiva, y su relación con el gas denso circundante. Mediante observaciones de continuo multifrecuencia y línea espectral, con una elevada resolución angular, se intentará caracterizar la emisión y la naturaleza de los objetos estelares jóvenes en una muestra de once regiones de formación estelar masiva, e investigar como las estrellas recién formadas pueden afectar a su nube molecular materna. El análisis y comparación entre diferentes trazadores de la formación estelar serán la base para identificar y caracterizar diferentes estadios de una secuencia evolutiva.
Seis regiones de formación estelar masiva (con luminosidades superiores a 100 Lo, y relativamente próximas al Sol) fueron seleccionadas para ser observadas con los mejores radio-interferómetros actuales. Los trazadores utilizados en la caracterización de cada una de las regiones de formación estelar han sido: i) emisión de continuo centimétrico que aporta información del gas ionizado, ii) emisión de continuo milimétrico para determinar las propiedades del polvo, iii) emisión de líea del NH3 para estudiar las propiedades físcas del núcleo denso molecular, iv) emisión de lína de varios trazadores característicos de los núcleos moleculares calientes (como por ejemplo el CH3CN o el CH3OH), y v) emisión de línea del CO para estudiar la presencia y propiedades de los flujos moleculares. Como complemento a estas observaciones, se buscado información en la literatura y en bases de datos sobre la emisión en el infrarrojo y submilimétrico.
Los resultados obtenidos se presentan en esta tesis que está dividida en tres partes principales (sin contar la introducción). Las dos primeras partes incluyen los resultados detallados de cada una de las seis regiones de formación estelar observadas. Mientras que en la tercera parte se presenta la muestra de once regiones de formación estelar masiva (las seis estudiadas en esta tesis, más otras cinco de la literatura que fueron observadas en condiciones similares a las nuestras), y la discusión general con las principales conclusiones obtenidas durante este trabajo.
Resultados principales de las regiones estudiadas:
Regiones Hii ultracompactas emergiendo de la nube materna De las seis regiones estudiadas, hay dos (IRAS 00117+6412 y IRAS 22134+5834) que presentan emisión de continuo centimétrico (gas ionizado) característica a la encontrada en regiones Hii fotoionizadas. Por sus propiedades físicas (determinadas a partir de la distribución espectral de energía) y su tamaño, estas dos regiones Hii se corresponden a uno de los tipos de regiones Hii más compactas (y presumiblemente jóvenes) conocidas como regiones Hii ultracompactas. Estas fuentes de gas ionizado no presentan polvo ni gas denso directamente asociado, pero si que muestran una cierta influencia de su presencia en el gas molecular de su entorno.
En el caso de IRAS 00117+6412, la región Hii está calentando ligeramente una estructura filamentosa que aparece rodeando la región Hii por el sur. Este aumento de temperatura en el gas molecular se produce por la intensa radiación UV que genera la estrella B2 en formación. La distribución de gas molecular (rodeando la parte sur y oeste de la región Hii) y la forma de cáscara que presenta el gas ionizado, sugieren que la región Hii se ha expandido y está dispersando el gas y polvo de la nube molecular original.
Por otro lado, la región Hii de IRAS 22134+5834 forma parte de un gran cúmulo formado por varias estrellas jóvenes visibles en el infrarrojo. Rodeando el cúmulo se observa emisión de diferentes trazadores de gas denso (e. g., NH3 y N2H+) formando una estructura circular producida por la radiación de las estrellas en formación (las cuales están dispersando el gas). El gas molecular más próximo a la región Hii muestra una temperatura y ancho de línea más elevados, sugiriendo la interacción de la fuerte radiación UV de la joven estrella B1 con el gas circundante. Cabe destacar, que ninguna de estas dos regiones Hii está asociada con fenómenos de eyección de materia (jets o flujos moleculares), ni con emisión molecular densa y caliente típica de los núcleos moleculares calientes.
Fuentes de radiocontinuo embebidas impulsando flujos moleculares En esta sección se incluyen las cuatro regiones restantes que han sido observadas en esta tesis. La propiedad común de estas regiones es la presencia de una fuente de radiocontinuo débil, muy compacta, y embebida en gas y polvo. Estas propiedades, así como sus distribuciones espectrales de energía, sugieren que estos objetos podrían ser más jóvenes que las regiones Hii mencionadas en la sección anterior.
En la región de formación estelar de masa intermedia llamada IRAS 22198+6336, la emisión de radiocontinuo parece estar trazando un radiojet térmico. La fuente está asociada con dos flujos moleculares detectados en varias moléculas diferentes, y que están perturbando y dando forma al gas molecular circundante (en particular el amoníaco), creando cavidades tras el paso del material eyectado a alta velocidad. En la región más interna y próxima a la fuente de gas ionizado, se observa un núcleo caliente y denso, el cual es catalogado como uno de los pocos núcleos moleculares calientes de masa intermedia conocido hasta la fecha. La emisión de este gas más denso presenta una gradiente de velocidad perpendicular a uno de los dos flujos moleculares, y que posiblemente esté trazando la rotación de un disco o toroide entorno al objeto estelar joven.
Una situación similar se encuentra en el complejo de formación estelar masiva en G75.78+0.34. Este complejo, mucho más luminoso y situado a una distancia mayor respecto el Sol, presenta varias fuentes de gas ionizado. La más peculiar es una doble fuente embebida en un núcleo molecular denso y caliente con un gradiente de velocidad perpendicular a un flujo molecular, posiblemente impulsado por las fuentes de radiocontinuo. Varios máseres de agua se detectan cercanos a las fuentes de radio continuo, posiblemente trazando los efectos del choque del material eyectado a alta velocidad con el medio circundante. Las dos fuentes de gas ionizado detectadas podrían ser: una la fuente impulsora (es decir, la estrella en formación) y la otra el resultado del choque del gas eyectado con el medio. Finalmente, el gas denso trazado por la emisión de amoníaco presenta una morfología que podría interpretarse como el resultado del paso del flujo molecular.
En la región IRAS 19035+0641, se detectan dos fuentes de gas ionizado, una parece ser una región Hii ultracompacta, similar a las mencionadas en la sección anterior, mientras que la otra (mucho más débil y de menor tamaño) coincide espacialmente con una condensación de amoníaco. El gas denso presenta un ensanchamiento en la línea alargado en una dirección perpendicular a un gradiente de velocidad, asociado espacialmente con la fuente de radio continuo. A pesar de no disponer de información observacional precisa de los flujos moleculares (se conoce la presencia emisión de alta velocidad en la región), podemos sugerir que la fuente de radio continuo podría ser un radiojet térmico impulsando un flujo molecular el cual está afectando el gas denso trazado por el amoníaco.
Finalmente, en la última región, IRAS 04579+4703, la emisión de radio continuo que detectamos parece provenir de un radiojet térmico, el cual impulsa un flujo molecular muy colimado. El objeto estelar joven está asociado a un núcleo molecular denso con emisión de pocas líneas moleculares, pero con alguna de ellas trazando un gradiente de velocidad perpendicular a la dirección del flujo molecular (sugiriendo una posible estructura en rotación). Interesantemente, el flujo molecular parece estar deflectado por la presencia de una condensación de metanol (CH3OH) que se haya ligeramente desplazada de la posición del objeto en formación.
En resumen, hemos estudiado seis regiones de formación estelar masiva centrando nuestro análisis en las fuentes de continuo centimétrico (trazadoras de gas ionizado), y en las propiedades del gas molecular de su entorno.
Discusión general: hacia una secuencia evolutiva Con el objetivo de obtener conclusiones generales que permitan comprender mejor el proceso de formación estelar masiva, aumentamos la lista de regiones estudiadas en este trabajo con cinco regiones de la literatura, las cuales han sido estudiadas y observadas de forma similar a las nuestras. De esta forma, se dispone de una muestra de 11 regiones de formación estelar (conteniendo 16 fuentes de radio continuo para comparar) estudiadas con alta resolución angular y en varios trazadores (e. g., continuo, gas denso, flujos moleculares), con la que poder hacer estadística y determinar propiedades y características de una posible secuencia evolutiva.
Respecto a la emisión de gas ionizado, encontramos que las fuentes de radio continuo se pueden clasificar principalmente en dos grandes grupos bien diferenciados: i) aquellas que presentan distribuciones espectrales de energía planas (con índices espectrales característicos de emisión ópticamente delgada) y tiene tamaños 0.01 pc, las cuales parecen estar ionizadas por fotones UV provenientes de la estrella, y ii) aquellas cuya emisión es parcialmente ópticamente gruesa y de reducido tamaño (o no resuelta), y que parecen estar ionizadas por choques. El primer grupo se podría definir como regiones Hii mientras que los objetos del segundo grupo podrían estar trazando radiojets térmicos.
Respecto a la emisión de polvo y gas molecular, obtenemos otros dos grupos bien diferenciados: i) objetos profundamente embebidos en condensaciones de polvo, están también asociados a núcleos densos (varios de ellos con características de núcleos moleculares calientes) y a flujos moleculares, y ii) objetos con emisión de polvo débil (o no existente), con el gas denso distribuido a su alrededor en forma de cáscaras o pilares, y sin impulsar flujos moleculares.
Finalmente, con la emisión a longitudes de onda infrarrojas y submilimétricas, hemos construido las distribuciones espectrales de energía completas de cada objeto para determinar de forma más precisa su luminosidad y su temperatura bolométrica, la cual se utiliza como indicador del estado evolutivo en las estrellas de baja masa.
Con todos estos análisis, hemos podido construir una tabla para cada fuente de radio continuo con una serie de parámetros obtenidos a partir de los diferentes trazadores de formación estelar utilizados (e. g., continuo centimétrico y milimétrico, gas denso, flujo molecular, infrarrojo). La comparación de estos parámetros nos ha permitido encontrar signos de una posible secuencia evolutiva con dos grupos muy bien diferenciados:
¿ Fuentes de radio continuo débiles, con emisión parcialmente ópticamente gruesa (índices espectrales > 0.3) y muy compacta. Asociadas con una elevada cantidad de polvo. Embebidas en núcleos denso, en la mayoría de casos asociados con los signos característicos de los núcleos moleculares calientes. Impulsando flujos moleculares. Con escasa emisión en el infrarrojo medio o próximo (emitiendo principalmente a longitudes de onda largas). E, interesantemente, con temperaturas bolométricas bajas (< 70 K).
¿ Fuentes de radio continuo más intensas, con emisión ópticamente delgada (índices espectrales0.1) y más extendida. Con escasa emisión de polvo, y sin presencia de gas molecular o flujos moleculares impulsados por el objeto joven. La emisión en el infrarrojo es más intensa, y en algunos casos pueden ser visibles en el óptico. Las temperaturas bolométricas que presentan son más elevadas (> 70 K).
Las correlaciones entre los diferentes parámetros utilizados para caracterizar estos dos grupos son generalmente próximas al 80-90%, por lo que podemos indicar que los parámetros utilizados son buenos indicadores del estado evolutivo de la estrella en formación.
Finalmente, y utilizando tres de los principales indicadores evolutivos, hemos buscado en nuestras regiones algunas de las tendencias o aspectos teóricos que deberían ser corroborados observacionalmente. Hemos analizado si la colimación del flujo molecular disminuye a medida que el objeto evoluciona, pero, a pesar de haber algunos signos, no se observa una tendencia clara. Interesantemente, parece ser que los objetos más luminosos son los que impulsan flujos más colimados, aspecto que, de confirmarse, debería poder ser explicado por los modelos teóricos. De forma similar, parece ser que los objetos más luminosos presentan una tasa de momento del flujo molecular más elevada, aunque también se aprecia una ligera tendencia en la que los objetos más evolucionados tienen una tasa de momento más baja. Por último, la temperatura del gas denso (amoníaco) parece estar directamente relacionada con la luminosidad del objeto: objetos más luminosos son capaces de calentar más el gas circundante. Dentro de esta tendencia se observa que el gas denso afectado por la radiación UV de regiones Hii próximas es más caliente en comparación al aumento de temperatura que puede producir la actividad de los flujos moleculares.
