MATERIALS AND METHODS
DISCUSSION
Una consecuencia importante de la evolución de las cáscaras o supercásca- ras de H I en el MIE es que pueden dar origen a nuevas estrellas. A continuación se describen brevemente algunos conceptos básicos de formación estelar.
1.4.1. Condiciones físicas necesarias para la formación
estelar.
Para que el proceso de formación estelar tenga lugar en una nube molecu- lar, ésta tiene que ser gravitacionalmente inestable a fin de que pueda colapsar. A continuación se analizan las condiciones que deben satisfacerse en el MIE para que se dé la formación estelar. Consideremos un medio estático en tres dimensiones, homogéneo, con densidad inicial ρ0 y velocidad del sonido uni-
forme a0. Admitiendo que debido a una fluctuación del medio (cuyo origen no
importa especificar) una porción del mismo podría incrementar su densidad y suponiendo, por simplicidad, que esa región es esférica con radior e isotérmica
con temperatura T, se puede derivar la condición que debe cumplirse para que dicha concentración pueda colapsar. La tasa de expansión debido a la presión interna de la condensación está dada por ∇P/ρ0, pero como ∇P ∼ P/r y
P =a2 0ρ0, se tiene que ∇P ρ0 ∼ a2 0 r
Por otro lado, la aceleración del posible colapso debido a la auto-gravedad es −GM
r2 , donde M es la masa de gas de la concentración. Como M ∼ r3ρ, se obtiene
−GM
Por lo tanto, en este caso la ecuación de movimiento es ¨ r∼ a 2 0 r −Gρ0r.
A fin de posibilitar el colapso, se requiere que ¨r < 0 y por lo tanto, de la ecuación anterior se tiene que
Gρ0 > a2
0 r2.
Esta ecuación permite definir un radio mínimo para una condensación es- férica homogénea e isotérmica, la cual, por encima de cualquier concentración con ciertos valores dea0 y ρ0 colapsará. Dicho radio está dado por
rj ∼ a0
(Gρ0)1/2
donderj se denomina radio de Jeans. Este último es el radio inicial mínimo para
que una concentración esférica inmersa en un medio uniforme pueda colapsar debido a la auto-gravitación.
Existe una masa mínima equivalente, llamada masa de Jeans (MJ), que es
la masa mínima que debe tener una concentración esférica para que colapse debido a su auto-gravedad. MJ ∼ 4 3π ρ0r 3 J ∼ 4πa3 0 3(G3ρ 0)1/2 .
1.4.2. Formación estelar espontánea.
El fenómeno de compresión debido a la turbulencia de regiones a través de ondas de choque conlleva a la formación estelar por efectos de turbulencia. Si las regiones de mayor densidad detrás de los choques son lo suficientemente masivas y viven lo suficiente, se pueden convertir en inestables y la compresión puede comenzar. La naturaleza al azar de la duración de estos choques sugiere que la formación estelar es posible pero ineficiente. Las simulaciones numéri- cas, teniendo en cuenta o no la presencia de campos magnéticos (Ballesteros- Paredes et al. 2007; Mac Low & Klessen 2004), muestran que la energía cinética en la turbulencia decae, al menos a gran escala.
1.4.3. Formación estelar inducida.
Otra posibilidad de formación estelar es la denominada inducida (o dis- parada). Básicamente significa que las nubes interestelares con masa menor a la masa de Jeans son comprimidas por algún agente externo hasta que son “forzadas” a colapsar.
Las simulaciones numéricas sugieren que la formación estelar inducida por supernovas es una explicación viable para la formación de una nueva generación de estrellas (Boss 1995; Boss et al. 2008). Según estos cálculos las condiciones que se tienen que dar para que la nube molecular colapse son: i) que la masa sea cercana a la masa de Jeans, ii) que el choque no sea ni muy rápido ni muy lento (5-70 km s−1) y, iii) que el enfriamiento sea importante, de manera que
la capa detrás del choque se pueda enfriar rápidamente hasta alcanzar valores cercanos a la temperatura original de la nube.
Las regiones H II en expansión producidas por estrellas de gran masa pue- den también ser un mecanismo para la formación inducida de estrellas. Res- pecto al medio interestelar, la expansión de una región H II es supersónica, generándose un choque que barre el gas circumestelar y forma una cáscara densa. El frente de choque precede al frente de ionización y una vez que la cáscara adquiere la suficiente masa, aumenta su densidad, se enfría y comien- zan a producirse inestabilidades que pueden dar lugar al colapso gravitacional. Las estrellas que se forman mediante este colapso es probable que sean de ma- yor masa que las que se forman en regiones que no han sido afectadas por el choque.
Si esta nueva generación de estrellas son estrellas OB, a su vez van a generar sus propias regiones H II y un nuevo sistema de frente de ionización se va a propagar en la nube luego que estas estrellas alcancen la secuencia principal, iniciándose, de esta manera, otra secuencia de formación estelar (Elmegreen & Lada 1977). Este modelo de formación estelar se conoce como el proceso de “collect and collapse”. Un esquema del mismo se muestra en la Figura 1.18.
Otro proceso de formación estelar inducida se da por medio del mecanismo conocido como “Radiation-Driven Implosion (RDI)”. El mismo ocurre cuando una región H II envuelve un glóbulo denso y lo lleva al colapso a través del incremento de la presión en la superficie (Lefloch & Lazareff 1995). Los glóbu- los pueden ser pre-existentes o ser formados por las inestabilidades dinámicas producidas por la expansión de la región H II en la nube molecular. El calenta- miento de la nube se opone al colapso a no ser que el exceso de energía térmica sea radiada.
Figura 1.18:Representación esquemática de la interacción de una asocia- ción OB con una nube molecular. Los asteriscos representan a un subgrupo de la asociación OB que está localizado cerca del borde de una nube mo- lecular (zona sombreada). La radiación ionizante de las estrellas genera una región H II y se produce un frente de ionización en la nube. La figura muestra la configuración adquirida para el tiempo en el cual ya se forma- ron nuevas estrellas. Se muestra la dirección del campo magnético de la nube para un caso ideal, se supone que esta dirección es paralela al campo magnético de la Galaxia (Elmegreen & Lada 1977)
Otro mecanismo de formación estelar inducida es el proceso de “colisión nube-nube”. Estas colisiones generalmente son supersónicas y pueden compri- mir el material interestelar en la zona de interacción, que bajo las condiciones necesarias puede dar lugar al proceso de formación estelar. Tan (2000) mostró que estas colisiones con nubes de masas del orden de 5×105 M
⊙ podrían ex-
plicar la tasa de formación global en galaxias. En la Vía Láctea hay evidencia observacional que sugiere que dichos eventos (con nubes de masas similares) han tenido lugar (Shepherd & Churchwell 1996). Sin embargo, las simulaciones numéricas de estas colisiones, teniendo en cuenta nubes con masas entre 10 a 1000 M⊙, muestran que no está garantizada la formación estelar.
Para más información sobre los procesos de formación estelar se puede ver el libro “Principles of Star Formation” (Bodenheimer 2011).