Observaciones de objetos estelares jóvenes

1. Observaciones de objetos estelares jóvenes A. Fuente, astrónoma del OAN

2. Fases de la formación estelar • Condensación pre-estelar • Fragmento de nube frío y denso sin signos de colapso • Protoestrella • La condensación ha colapsado formando un núcleo proto-estelar en su interior. El núcleo tiene una masa inferior a la de la estrella final. • Estrella pre-secuencia principal • La estrella ha adquirido su masa final y sigue el proceso de contracción y calentamiento. • Estrella secuencia-principal • Comienza la fusión del hidrógeno.

3. Clases de estrellas basadas en la SED • Por razones observacionales el estudio de las estrellas ha ido hacia atrás en su evolución. Se empezaron estudiando las estrellas más evolucionadas, que eran brillantes en el visible, luego se continuó con las protoestrellas detectables en el infrarrojo, y por último las protoestrellas más jóvenes y las condensaciones pre-estelares que sólo pueden detectarse en milimétricas y submilimétricas. • Lada & Wilking (1984) clasificó las YSO (estrellas jóvenes y protoestrellas) basándose en la pendiente de su distribución espectral de energía (SED) entre 2.2 mm y 10-25 mm. Para ello definió el índice espectral aIR=dlog(lFl)/dlog(l) y propuso la siguiente clasificación • Clase III (aIR<1.5) .- La emisión infrarroja corresponde a la de una estrella con un disco ópticamente delgado. • Clase II (-1.5<aIR<0).- La emisión infrarroja corresponde a la de una estrella con un disco ópticamente espeso. • Clase I (aIR>0).- Protoestrella relativamente evolucionada con disco y envoltura.

4. Clases de estrellas basadas en la SED • Cuando aparecieron instrumentos como MAMBO (en el radiotelescopio de IRAM de 30m) y SCUBA (en el JCMT) que permitieron la cartografiar la emisión de continuo del polvo con grandes radiotelescopio a longitudes de onda submilimétricas, se empezaron a estudiar las protoestrellas más jóvenes y las condensaciones proto-estelares. • Clase 0.- Objetos con un núcleo proto-estelar pero cuya envoltura es suficientemente espesa para que no sean detectables en el infrarrojo cercano y medio. Se definen con las siguientes propiedades observacionales: • Evidencia de que existe un YSO en su interior: flujo bipolar o emisión en continuo a longitudes de onda centimétricas. • Condensación “centrally peaked” y extensa en el continuo a longitudes de onda milimétricas. • Lsubmm/Lbol >> 0.5 % donde Lsubmm es la luminosidad para longitudes de onda mayores que 350 mm. Esta condición es equivalente a Menv/M* > 1.

5. Clases de estrellas basadas en la SED Condensaciones pre-estelares.- Condensaciones ligadas gravitacionalmente (M1.3mm > Mvirial) y separadas del resto de la nube (bordes abruptos r~r-p con p>2), que no tienen aún un núcleo proto-estelar (no hay flujo bipolar ni emisión en centimétricas).

6. Condensaciones pre-estelares • La determinación de la estructura en densidades de las condensaciones protoestelares es fundamental para conocer las condiciones iniciales del colapso. • Problema difícil • Las líneas moleculares son ópticamente espesas • Deplección de las especies moleculares (Tafalla et al. 2001) • Se puede determinar • Emisión del polvo en milimétricas • “Conteos” de estrellas en el infrarrojo cercano (Alves et al. 2001) • Absorción en el infrarrojo-lejano (ver Abergel et al. 1996, Bacmann et al. 2000, Siebenmorgen & Krügel 2000) (astrofísica espacial)

7. Deplección en L1517B (Tafalla et al. 2001)

8. Resultados observacionales de condensaciones pre-estelares • En general, cuatro regiones diferentes pueden distinguirse en una condensación pre-estelar • Una región interna con un un perfil de densidad plano r ~ cte para r < 2500 - 5000 UA. • Una región consistente con r  r-2 (modelo de esfera isoterma) para 5000 UA < r < 15000 UA. • Una región externa donde la densidad decae con el radio más deprisa que r  r-3 • Las condensaciones tienen bordes abruptos con radios típicos de Rout = 20000 UA = 0.1 pc. En la nube molecular ambiente los valores de la densidad proyectada de hidrógeno molecular fluctúan alrededor de NH2~ 2 x 1021 cm-2.

9. Comparación con modelos • Las características observadas en condensaciones pre-estelares no pueden ser explicadas con el modelo simple de esfera isoterma en equilibrio hidrostático. • Una manera sencilla de explicar los perfiles de densidad planos en el interior, los grandes contrastes en densidad y los bordes abruptos es considerar que las nubes están sostenidas por el campo magnético y evolucionas por difusión ambipolar. • Problemas de esta explicación: • Se requieren campos magnéticos ~ 30-100 mG que son mayores que los medidos en algunas condensaciones densas. • Las condensaciones pre-estelares son alargadas para radios mayores que ~0.03 pc. => MODELOS CON CAMPO MAGNÉTICO TURBULENTO

10. Envolturas de protoestrellas: Clase 0 y I • Las envolturas de las protoestrellas en general están concentradas en el centro, con leyes de densidades r ~ r-p con p = 1.5-2 • Extensos mapas en el continuo a longitudes de onda milimétricas se han hecho de Taurus, Serpens, Perseus y r Ophiuchi. Se encuentran diferencias entre las regiones de formación de estrellas aisladas (Taurus) y aquellas de formación de estrellas en “clusters” • Taurus: Esferas isotermas con T= 10 K y una ley de densidad r ~ r-p con p = 1.5-2, válida hasta radios ~ 10000 - 15000 UA. • Serpens, Perseus, r Ophiuchi : La protoestrella se sumerge en la nube ambiente u otra envoltura a un radio Rout > 5000 UA. Las densidades en el centro son un factor 3 a 12 mayores que lo que se esperaría en una esfera isoterma con T=10 K. El colapso ha empezado desde unas condiciones iniciales diferentes, probablemente de no-equilibrio.

11. Función inicial de masa (IMF) Izqda: Mapa de la emisión de continuo a 1.3mm de r Oph realizado con el telescopio de 30m de IRAM (Motte et al. 2001).Dcha: IMF de las 59 condensaciones pre-estelares comparado con la IMF de las estrellas de campo (Kroupa et al. 1993)

12. Observaciones de “Infall” A. Fuente, astrónoma del OAN

13. Búsquedas de la asimetría de “infall” • Se define exceso en la asimetría azul (Nb-Nr)/N, donde Nb es el número de fuentes con perfiles corridos al azul, Nr es el número de fuentes con perfiles corridos al rojo, y N es el número total de fuentes. • Una búsqueda en 23 objetos de Clase 0 (André et al. 1993, ApJ 406, 122; Gregersen et al. 1997, ApJ 484, 256) en las límeas HCO+ J=4->3 y 3->2, y en la línea H13CO+ J=3->2, dio como resultado un exceso azul de 0.26. • Mardones (1997, ApJ 489, 719) efectuó una búsqueda con una muestra de objetos que incluía los de Clase 0 de André et al. (1993) y además 24 objetos de Clase I utilizando las líneas H2CO 212-111, CS 2-1 y N2H+ 1-0. Encontró un exceso 0.39-0.53 para las Clase 0 y ningún exceso para las Clase I. • Gregersen et al. (1998) realizó una búsqueda en objetos de Clase I utilizando la línea más opaca de HCO+ 3-2 y encontró un exceso de 0.32, similar al encontrado en objetos de Clase 0.

14. Mapas de la asimetría de “infall” Los mapas son necesarios para saber la extensión y el centro de la asimetría así como para distinguir el “infall” de la rotación o los flujos bipolares. L1544: Condensación pre-estelar La extensión de la asimetría es 0.15 pc, mucho mayor que la condensación en N2H+, la velocidad de caída es 0.1 km/s. Es difícil explicar estas características con los modelos conocidos: Con la extensión de “infall” ya se debería haber formado un núcleo estelar según los modelos clásicos de colapso; en un modelo de difusión ambipolar la velocidad de colapso es < 0.02 km/s a 0.08 pc y no se vería en iones como HCO+, DCO+ y N2H+. L1527: Objeto de Clase 0 Similar a L1544 en masa y dispersión en velocidades, tiene una asimetría condentrada en la condensación central como cabría esperar con los modelos clásicos de colapso.

15. Flujos bipolares A. Fuente, astrónoma del OAN

16. Flujos bipolares • En los años 1950 se descubrieron objetos ópticos caracterizados por tener líneas de baja excitación, típicas de gas ionizado por un choque. • En 1980, Snell et al. publicó el descubrimiento del primer flujo molecular en CO en la nube oscura L1551. Basándose en estos datos Snell et al. (1980) propuso que el flujo bipolar es el gas de la nube ambiente que es barrido por un viento estelar rápido colimado por un disco de acreción circumstelar. • Unos años más tarde los primeros “jets” fueron descubiertos en líneas ópticas y radiocontinuo. Estos descubrimientos revelaban la existencia de eyecciones de materia muy energéticas y colimadas en las estrellas jóvenes. • Los datos acumulados en la actualidad sugieren que los flujos bipolares se encuentran en todas las estrellas mientras dura la acreción de materia: Clase 0, Clase I y Clase II. • Los flujos bipolares son el mecanismo de dispersión de materia más eficiente durante la fase de protoestrella, y pueden tener un papel decisivo en la determinación de la masa final de la estrella.

17. HH34 Mapa de la emisión de CO a alta velocidad superpuesto a la emisión óptica. Notar que el “jet” óptico tiene la misma dirección que el flujo molecular. El flujo molecular está formado por el gas de la nube materna que es barrido por el “jet”. El objeto Herbig Haro HH34S es el resultado del choque entre el “jet” y la nube materna.

18. Clase 0 • “Jets” en radiocontinuo fueron por primera vez observados con el VLA en centimétricas. Estos “jets” corresponden a emisión térmica (free-free) del gas ionizado que se encuentra dentro de un radio de 100 UA de la estrella. • No se detectan “jets” ópticos , ya sea porque la emisión es muy débil o debido a la gran extinción (Av ~ 1000 mag) que tienen estas estrellas. • Observaciones interferómetricas de las líneas de CO y SiO muestran la existencia de “jets” moleculares hasta una distancia de 0.05-0.1 pc de la fuente. Estos “jets” están formados por una especie de nudos separados una distancia típica de 1000 UA . A distancias mayores de 0.1 pc (desde 0.1 pc hasta 1 pc) se encuentran proyectiles moleculares, es decir, pequeñas condensaciones a alta velocidad (“bullets”). • Fruto de la interacción de los “bullets” con la nube ambiente a menudo se detectan regiones de choque en la 2.12 mm línea de H2. • Los “bullets” se distribuyen de forma simétrica respecto a la estrella y separados una distancia de 0.05 - 0.2 pc.

19. HH 1-2 Imagen óptica tomada con el telescopio espacial Hubble de dos objetos Herbig Haro (HH1-2). Los objectos Herbig Haro son regiones de gas ionizados formadas como resultado del choque energético entre las eyecciones de gas a alta velocidad de la protoestrella y el gas molecular de la nube ambiente. La protoestrella no puede ser vista pues su emisión esta extinguida por el polvo de la envoltura.

20. HH211 Flujo bipolar asociado a un objeto estelar joven. Los contornos blancos son el gas molecular (CO) a alta velocidad. El mapa en falso color corresponde al H2 excitado por el choque. La estrella joven es invisible y sólo se ve como una condensación en la emisión del polvo.

21. L1448 Flujo bipolar asociado a un objeto de Clase 0. Los contornos blancos son el gas molecular (CO) a alta velocidad. El mapa en falso color corresponde al H2 excitado por el choque. (Bachiller et al. 1990)

22. Clase I • Aún se detectan “jets” en radio, pero el H2 excitado por choques es más débil que en los objetos de clase 0. • Los flujos moleculares son menos energéticos y colimados. • Se detectan flujos extensos en el visible in líneas como Ha, OI l6300, SII l6731,l6716 y NII l6583. El “jet” puede llegar hasta distancias de 0.1 pc y está compuesto de nodos brillantes separados por una distancia entre 500 y 1000 UA. Una vez que el “jet” desaparece, se encuentran estructuras con morfología de “bow-shock” caracterizados por una emisión de gas choqueado (objetos Herbig-Haro). La separación entre los objetos HH es de 0.05-0.2 pc. • En algunos objetos, los “jets” ópticos pueden llegar hasta 1.5-3.5 pc.

23. Clase II • “Jets” en radio y flujos moleculares sólo se detectan en los objetos más jóvenes. • No se detecta emisión de H2 excitado por choques. • La emisión intensa de las líneas atómicas prohibidas como OI l6300, SII l6731 y NII l6583 sólo se detecta en escalas < 100 UA de la estrella y se confunde con la fotosfera estelar. • Sustrayendo la emisión de la estrella se detectan “micro-jets” en escalas de varios 100 pc.

24. Características de los “jets” • Todos los “jets” (radiocontinuo, líneas atómicas, moleculares) comparten las siguientes características • Se componen de dos partes: 1) un estrecho chorro con nudos espaciados regularmente unos 500-1000 UA que puede extenderse hasta 0.1 pc, seguido de 2) una serie de choques individuales con una separación de 0.05-0.2 pc que se extiende hasta varios parsecs. • El “jet” se ensancha rápidamente cerca de la estrella, desde <6 UA a una distancia de 10 UA, para pasar a 30 UA a una distancia de 35-50 UA. Despues el ensanchamiento es mucho menor con un ángulo de unos pocos grados. • La densidad crece hacia la estrella, siendo de 105-106 cm-3 cerca de la estrella, y 103-104 cm-3 a distancias mayores.

25. Energética del flujo bipolar • Los flujos moleculares son el gas de la nube ambiente arrastrado por un viento que nace en el sistema estrella/disco. Esta interacción produce una onda de choque. • Dependiendo del ritmo de enfriamiento del gas chocado (n2) la propagación de la onda de choque puede ser: • Adiabático: Se conserva la energía LCO = Lw • Isotermo: Se conserva el momento FCO=Fw • Las primeras observaciones de flujos moleculares fueron interpretadas en términos de un viento poco colimado que chocaba con la nube ambiente produciendo un choque adiabático. En este caso, la onda de choque se extendería por presión térmica. • Observaciones más recientes apoyan la idea de un flujo conducido por un “jet”. Cuando un “jet” choca con la nube ambiente, debido al rápido enfriamiento el choque puede considerarse isotermo. Por eso se habla de “momentum driven outflows”

26. Energética del flujo bipolar • Independientemente de los detalles de propagación del flujo en la nube molecular, la energía debe provenir de la (proto)estrella. Se han hecho numerosos estudios estadísticos intentando relacionar la luminosidad de la estrella (Lbol) con los parámetros del flujo LCO y FCO. • FCO = MCO VCO2/RCO • LCO=(1/2)MCOVCO3/RCO • Los primeros estudio estadísticos se basaban en objetos de Clase I y mostraron una correlación entre FCO y LCO y la luminosidad de la protoestrella (ver e.g. Cabrit & Bertout 1992, A&A 261, 274) • Cuando se descubrieron los primeros objetos de Clase 0, se vio que los flujos asociados a estas estrellas eran más energéticos y más colimados que los asociados con los de Clase I, es decir, los flujos muestran un comportamiento evolutivo decreciendo la luminosidad y el grado de colimación con el tiempo.

27. Energética del flujo bipolar • Bontemps et al. (1996, A&A 311, 858) estudió una amplia muestra de flujos bipolares asociados a estrellas de baja masa (L<50 Lsol) y situados a una distancia d<450 pc, que incluía objetos de Clase I y de Clase 0. Representando LCO y FCO en función de Lbol, los objetos de Clase 0 estaban un orden de magnitud por encima (cFCO/LCO=1000) que los de Clase I (cFCO/LCO=100) . • Bontemps et al. (1996) encontró que esta diferencia entre Clase 0 y Clase I desaparecía si se representaba LCO o FCO en función de la masa de la envoltura. La energía de flujo no está correlada ni con la luminosidad ni con la edad de la estrella, sino con la masa de la envoltura que depende de las dos anteriores. Esta misma correlación ha sido encontrada por diversos autores y en amplio rango de luminosidades de la estrella (L~ 10 - 105 Lsol) • Puesto que la masa de la envoltura decrece con la edad de la estrella, la correlación anterior implica que la energía del flujo decrece con el tiempo

28. Relación acreción-eyección • La disminución del flujo de momento de CO, implica una disminución del flujo de momento del viento (“jet”) • FCO=f x Mwt x Vw • Varias correlaciones de Fw con indicadores de acreción sugieren que para una velocidad constante Vw = 150km/s, el ritmo de acreción es proporcional al ritmo de pérdida de materia • Por tanto la evolución encontrada en los flujos bipolares sugiere que el ritmo de acreción disminuye con el tiempo y es proporcional a la masa de la envoltura. Esto está en contradicción con el modelo clásico que propone un ritmo de acreción constante e igual a cs3/G • Henriksen (1997,A&A 323, 549) propone un modelo simple en el que el ritmo de acreción es >cs3/G para los objetos de Clase 0 y <cs3/G para los de Clase I y II

29. Outflows L1157 Flujo bipolar asociado a un objeto estelar joven. Los contornos son el gas molecular (CO) a alta velocidad. El mapa en grises corresponde a la emisión del polvo a 1.3mm (Bachiller et al. 2000)

30. Discos circunestelares A. Fuente, astrónoma del OAN

31. Discos circunestelares • Los discos circunestelares son un elemento activo durante todo el proceso de formación estelar: • Durante el colapso son un elemento clave para la disipación del momento angular y la generación del flujo bipolar • A través de ellos se realiza la acreción durante la etapa pre-secuencia principal • En ellos tiene lugar la formación de planetas • Dificultades para la observación: • A la distancia de las estrellas más cercanas (140 pc) un diso subtiende un ángulo de 0.35”--0.5” • Su brillo en el óptico (scattering de la luz de la estrella) es muy débil comparado con la emisión de la estrella.

32. Observaciones de discos proto-planetarios alrededor de estrellas jóvenes -------------------------------------------------------------------------------------------------- Objeto Componente Radio (UA) Dist Radio(´´) ALMA -------------------------------------------------------------------------------------------------- Protoestrella Disco 100 UA 300 pc 0.3´´ 3000 pc (Clase 0) Estrellas PMS Disco 100 UA 140 pc 0.7´´ 3000 pc (Clase I y II) Sistema Solar 30 UA 0.2´´ 1000 pc “Gap” Planetas 2 UA 0.015´´ <150 pc ---------------------------------------------------------------------------------------------------- Con temperaturas de 30 - 300 K y con un tamaño de 10 - 100 UA, la interferometría milimétrica y subm milimétrica es la herramienta fundamental para el estudio de discos proto-planetarios.

33. Observaciones de discos (SEDs) Modelos de emisión de polvo (Beckwith et al. 1990, Astron. J 99, 924) S ( r ) = S50 (r /50 UA) -p donde S es la densidad superficial del disco T ( r ) = T50 (r/50 UA) -q donde T es la temperatura del polvo El flujo por unidad de elemento de área es dS = (1/D2) Bn(T) (1-e-t) cos i dA Los valores de p,q y el radio interno y externo pueden hallarse ajustando la SED. Los valores de p y q se esperan que estén entre 0 < p < 2, 0.5 < q < 0.75. Para un disco en equilibrio calentado por una estrella central se espera que p=3/4 (Adams et al. 1988, ApJ 326, 865), pero con frecuencia se encuentran valores al más bajos, 0.5 - 0.6. Se han propuesto explicaciones basadas en variar la geometría del disco para explicar este hecho.

34. Observaciones ópticas y el infrarrojo cercano A longitudes de onda ópticas y en el infrarrojo cercano, el disco es ópticamente espeso y dispersa la luz de la estrella. Los granos que dispersan la luz a estas longitudes de onda son pequeños (~1 mm) y son distintos de los que emiten principalmente en milimétricas. Mediante un modelo de “scattering” se puede calcular el radio del disco, la inclinación, el grosor (H), el perfil de densidades, el perfil de temperaturas y la masa del disco. El radio del disco sólo será una buena aproximación si la población de granos pequeños es constante en el disco. La masa y el perfil de densidades está normalmente mal determinado, pues el disco es ópticamente espeso a estas frecuencias

35. Discos circunestelares Imágenes de discos alrededor de estrellas de baja masa tomadas con el HST

36. Observaciones interferométricas en milimétricas (continuo) • La masa del disco viene determinada principalmente por la emisión a longitudes de onda milimétricas. • Natta et al. (2000, Protostars and Planets IV) demuestra que la masa del disco, dentro de un factor 3, puede determinarse directamente del flujo a 1,3mm asumiendo una temperatura de polvo que varía ligeramente con el tipo espectral de la estrella. • Md = {S1.3mm D2}{k1.3mm B (T)}-1 • El mayor problema en milimétricas es poder distinguir la emisión de la envoltura de la emisión del disco. Por esta razón son necesarias observaciones interferométricas. • Dutrey et al. (1996, A&A 309, 493) realizó una búsqueda de discos circumstelares en 33 estrellas T Tauri a 2.7 mm. Obtuvo discos con tamaños entre 100 - 200 UA y con distribuciones en densidades poco abruptas aunque en algunos casos p ~1.5

37. Observaciones interferométricas en milimétricas (líneas) • La observación de las líneas milimétricas de 12CO y 13CO ha permitido calcular las características del disco de gas alrededor de las estrellas T Tauri. • Ha podido determinarse la curva de rotación en las partes externas, que sigue una ley kepleriana v(r)~r-0.5 • En muchos casos el disco de gas es mayor (~850 UA) que el disco de polvo (100-200 UA). Puede ser: • Efecto observacional.- La emisión de las líneas, ópticamente más espesa, es más sensible a las partes externas que son menos densas, mientras que la emisión del polvo, ópticamente delgada, es más sensible a las partes internas. • La razón gas /polvo varía en el disco. En nuestro Sistema Solar apenas hay gas, lo que implica que el gas ha sido dispersado más eficientemente a los largo de la vida del disco.

38. Discos circunestelares Imagen de la emisión del polvo a 1.3mm (falso color) y de CO a tres velocidades distintas obtenidas con el PdBI (Guilloteau et al. 2001)

39. Evolución de discos a discos proto-planetarios • El disco se dispersa (acreción, fotodisociación, vientos estelares, formación de planetesimales) progresivamente, pasando de ser ópticamente espeso a ser ópticamente delgado. • Cambia la razón gas/polvo. En los discos de acreción de protoestrellas, la razón gas/polvo es la misma que en el medio interestelar. En nuestro sistema solar, el gas ha desaparecido casi totalmente en la zona más interna. • Los granos son cada vez mayores formando agregados. Esto se produce en un cambio de b , que debería pasa de ser2 como en el medio interestelar a tomar el valor de 0 cuando el tamaño del grano sea mucho mayor que la longitud de onda observada. • Aparecen asimetrías en el disco. La formación de un planeta del tamaño de Júpiter debería aparecer como un “gap” en el disco.

40. Simulación de la formación de un planeta Simulación del “gap” creado por un planeta como Jupiter situado a 7 UA de la estrella y de su observación con ALMA a 345 GHz (Wolf et al. 2001)