La Relación Entre la Formación Estelar y la Densidad en las Nubes Moleculares

Las estrellas nacen en las regiones más frías y densas de las nubes moleculares, que a su vez son la estructura predominante que llena el espacio entre estrellas (el medio interestelar). Este es un hecho empírico, confirmado por numerosos estudios que se extienden durante décadas de investigación.

Las nubes moleculares producen estrellas que, a su vez, modifican el material del que fueron creadas para enviarlo de vuelta al medio interestelar, formando así nuevas estrellas mediante el reciclaje del material estelar muerto. Por esta razón, las nubes moleculares juegan un papel crucial en la evolución galáctica. En consecuencia, el estudio de la evolución de las nubes moleculares es de gran interés para la comunidad científica.

Nota: No solo las estrellas se forman a partir del material reciclado de generaciones anteriores. Con la única excepción posible de algunos de nuestros átomos de Hidrógeno, todos los átomos de toda la materia que ves en la Tierra (incluyéndote a ti y a mí) han estado en algún momento de la historia del Universo dentro de una estrella. Más tarde, estos pequeños vagabundos se encontraron en el vasto vacío Cósmico, a temperaturas por debajo de 200 grados Celsius en la nube molecular donde se formó nuestro Sol.

La estructura interna de las nubes moleculares puede usarse para inferir los procesos físicos que actúan sobre ellas. Las observaciones muestran que las nubes moleculares consisten en una serie de núcleos densos, generalmente envueltos en estructuras filamentarias de densidad ligeramente menor. Los núcleos y filamentos están rodeados por un material más difuso (menos denso) que domina la extensión a gran escala de las nubes moleculares. Los núcleos son los sitios donde ocurre la formación estelar. Tienen aproximadamente medio año luz de tamaño, con masas que van desde 0.1 hasta 1000 veces la del Sol y temperaturas alrededor de -250 a -260 grados Celsius.

¿Por Qué Necesitamos un Estudio Sistemático de las Nubes Moleculares en el Plano Galáctico?

Las principales diferencias entre estos núcleos, filamentos y material difuso son sus densidades (mayores en los núcleos y menores en las áreas difusas) y sus temperaturas, que aumentan inversamente con la disminución de la densidad. La distribución de densidad de estos elementos y de las nubes moleculares en su conjunto puede, por lo tanto, usarse para estudiar los procesos físicos que actúan sobre ellas, así como su importancia relativa. En el trabajo presentado en este post, realizamos el primer estudio sistemático de las distribuciones de densidad en nubes moleculares a través de la Vía Láctea.

Antes de este trabajo, solo se habían estudiado a fondo las distribuciones de densidad de las nubes moleculares en el vecindario solar (un círculo de aproximadamente 3000 años luz de diámetro con el Sol en su centro). Las razones son principalmente limitaciones técnicas en los métodos de medición de densidad. El problema con las nubes moleculares en el vecindario solar es que no son representativas de las nubes moleculares típicamente encontradas en la Vía Láctea. En consecuencia, los hallazgos de las nubes moleculares del Vecindario Solar no pueden aceptarse como resultados genéricos sin estudios adicionales extendidos. Para contexto, las nubes moleculares en nuestra vecindad forman muy pocas estrellas, principalmente de baja masa, y tienen masas de aproximadamente 1000 veces la del Sol. La nube molecular promedio en nuestra Galaxia tiene alta actividad de formación estelar tanto de estrellas de baja como de alta masa, y tienen masas entre 10^5 y 10^6 masas solares.

Por lo tanto, en este trabajo nuestro objetivo es obtener el primer estudio sistemático de la relación entre la distribución de densidad y la formación estelar en nubes moleculares a escalas galácticas. De esta manera, finalmente podríamos extrapolar los resultados a un escenario más general. Con estos resultados, podremos probar los paradigmas teóricos actuales sobre los procesos que desencadenan la formación estelar. Los escenarios más específicos son: gravedad, turbulencia y, en menor medida, campos magnéticos.

Importante: Notamos que otros escenarios, como la actividad de formación estelar desencadenada por la compresión de estrellas masivas cercanas y explosiones de supernovas, también han sido sugeridos. Sin embargo, nuestro trabajo no está destinado a arrojar luz sobre estos dos procesos.

Trabajos previos muestran que la distribución de densidad en nubes moleculares con y sin actividad de formación estelar son fundamentalmente diferentes. Las nubes moleculares con formación estelar muestran mayores cantidades de material concentrado en áreas densas. Las nubes sin formación estelar activa (quiescentes, en el panel izquierdo) tienen una distribución de densidad en forma de una función log-normal, mientras que las nubes activas, como Tauro en el panel derecho, muestran un claro exceso de material por encima de la línea log-normal (sólida) en el lado derecho del gráfico que representa regiones densas.

El aspecto interesante de estos resultados radica en la forma analítica de las funciones. Las simulaciones teóricas muestran que una nube molecular en la que la turbulencia del gas es el principal proceso físico evoluciona de tal manera que su distribución de densidad sigue una función log-normal. Por el contrario, las nubes moleculares dominadas por la gravedad tienen una distribución exponencial, similar a la "línea recta" mostrada por Tauro a altas densidades. Estos resultados sugieren que, al menos en nubes en el Vecindario Solar: la turbulencia domina la evolución de las nubes moleculares sin formación estelar, mientras que la gravedad es el proceso dominante en nubes con formación estelar.

Observar Nubes Moleculares en Diferentes Etapas Evolutivas Revela los Procesos Físicos Dominantes en Acción

En este trabajo, definimos tres tipos de nubes moleculares basados en su actividad de formación estelar: nubes quiescentes (sin formación estelar), nubes formadoras de estrellas y regiones HII. Estas últimas son nubes en las que la formación estelar ha tenido lugar durante los últimos millones de años. En estas, las nuevas estrellas, a través de su radiación ultravioleta, han ionizado y completamente reconfigurado sus nubes progenitoras. Las nubes quiescentes se revelan como parches oscuros contra la emisión de fondo NIR del plano Galáctico. Las nubes formadoras de estrellas son una mezcla entre las otras dos etapas evolutivas, apareciendo como parches oscuros con pequeños puntos brillantes NIR. Ejemplos de las tres etapas se muestran a continuación.

Importante: Es importante notar que la elección de los tipos de nubes moleculares en este trabajo está justificada por su secuencia evolutiva lógica (aunque no confirmada observacionalmente, ya que requeriría al menos un millón de años de espera): las nubes primero están en un estado quiescente, luego comienzan a formar estrellas, hasta que se forman estrellas masivas y con su radiación en etapa temprana disuelven la nube molecular. El artículo discute en profundidad las posibles explicaciones y excepciones a esta secuencia evolutiva.

Los resultados de nuestro trabajo muestran que las nubes moleculares galácticas exhiben una distribución de densidad similar a las del vecindario solar, dependiendo de su actividad de formación estelar. Las nubes quiescentes siguen una función log-normal. Las nubes formadoras de estrellas muestran un exceso de gas en regiones densas en comparación con la log-normal. Finalmente, las regiones HII están dominadas casi en su totalidad por un componente exponencial.

Siguiendo este resultado, la pregunta que surgió fue la siguiente: Asumamos que nuestros tres tipos de nubes muestran un proceso evolutivo secuencial. En otras palabras, cada nube molecular evolucionará de quiescente a HII, pasando por el estado intermedio. Y los resultados muestran un aumento gradual de gas denso en esta secuencia. ¿Podríamos usar la cantidad de gas denso en una nube molecular para determinar su edad basándonos en su distribución de densidad?

Nota: Las nubes formadoras de estrellas de baja masa como las del Vecindario Solar podrían nunca tener estrellas lo suficientemente masivas para generar regiones HII.

Y la respuesta resultó ser sí. Las simulaciones muestran que en una nube dominada por la gravedad, el punto en el que su distribución de densidad se desvía de la función log-normal está directamente relacionado con la edad de la nube. O al menos la edad desde que la gravedad comenzó a dominar ciertas regiones de la nube. Después de cálculos rigurosos, concluimos que la edad promedio de nuestras nubes quiescentes es de aproximadamente 10^5 años, las nubes formadoras de estrellas tienen una edad promedio de medio millón de años, y las regiones HII tendrían una edad promedio de aproximadamente 2 millones de años. Estos valores son notablemente similares a las estimaciones hechas con métodos completamente independientes para las edades de núcleos formadores de estrellas, protoestrellas y estrellas masivas, que son los principales elementos de nuestras tres regiones. Por lo tanto, sugerimos que hay una relación entre la formación estelar, la distribución de densidad y la evolución de las nubes moleculares, y que esto se ve en nubes dispersas por todo el plano Galáctico.

Importante: Nuestro trabajo sugiere el siguiente marco teórico para la evolución de las nubes moleculares y la formación estelar: en sus primeros 10^5 años, las nubes moleculares están en un estado dominado por la turbulencia. En cierto punto, la turbulencia generará áreas de gas con mayor densidad que sus alrededores. Estas regiones se volverán autogravitantes y comenzarán el colapso hacia la formación estelar, mientras que el resto de la nube continúa en un estado dominado por la turbulencia. Este proceso continuará y gradualmente se generarán más y más áreas autogravitantes. Eventualmente, se formarán estrellas masivas que finalmente disolverán su nube progenitora con su fuerte radiación UV. Vemos que la turbulencia y la gravedad se turnan durante la vida de una nube molecular. Sin embargo, es en última instancia la gravedad la que causa la formación estelar.

Importante: La presión de radiación por estrellas masivas en regiones HII podría ser un contribuyente no despreciable a la formación estelar en la etapa posterior. Sin embargo, no podemos ponerlo en números con las técnicas utilizadas en el presente estudio. Esta brecha debe llenarse en estudios futuros.

Publicación

Este trabajo se basa en investigación publicada en:

Abreu-Vicente, J., et al. (2015). "The relationship between star formation and density in molecular clouds." Astronomy & Astrophysics, 580, A26.

Ver en NASA/ADS