¿Qué son las firmas de caída en las estrellas?

El documento que vinculó está tratando específicamente de comprender masivamente$(M\gtrsim 8\:\mathrm{M_\odot})$formación estelar. Todavía es una pregunta abierta en cuanto a exactamente cómo se forman las estrellas muy masivas. ¿Se forman todos a la vez en un evento de acreción gigante (formación "de arriba hacia abajo") o se forman al fusionar un grupo de estrellas de baja masa (formación "de abajo hacia arriba") o por algún otro proceso en conjunto? Los autores del artículo afirman que es particularmente complicado estudiar la formación de estrellas de gran masa.

La evolución en sistemas de baja masa a menudo se caracteriza por cambios en las distribuciones de energía espectral (SED). Esto no es tan fácil de hacer en sistemas de alta masa (Molinari et al. 2008) ¹ , por lo que es muy importante estudiar la dinámica del gas.

Básicamente, no pueden darse cuenta fácilmente de lo que está pasando mirando el SED de la región de formación estelar de gran masa, así que, en su lugar, van a ver cómo fluye y se mueve el gas durante la formación. Klassen et al. dividir sus observaciones en la observación de "entrada" y "salida" (a través de dos transiciones moleculares diferentes). Lo que quieren decir con esto es que una transición molecular (la del$J=4-3$transición en$\mathrm{HCO^+}$y$\mathrm{H^{13}CO^+}$moléculas) mostrarán evidencia de gas que fluye hacia el núcleo, es decir, en caída, mientras que otra transición molecular (la del$J=8-7$transición en el$\mathrm{SiO}$molécula) mostrará evidencia de gas saliendo del núcleo, es decir, saliendo.

Durante la formación de estrellas, tiendes a obtener ambos tipos de flujos. La caída ocurrirá porque el gas simplemente se acumula en el núcleo debido a la gravedad. El flujo de salida ocurrirá porque la materia acumulada y el núcleo central se calientan mucho, lo que provoca una liberación de energía hacia el exterior.

Puede ver con precisión cómo rastrean los flujos entrantes en la Sección 3.2. Tienen un párrafo que discute precisamente cómo determinan que el gas está cayendo en el núcleo a partir de las observaciones del$\mathrm{HCO^+}$y$\mathrm{H^{13}CO^+}$moléculas.

Doble pico o H asimétrica$\mathrm{HCO^+}$Los perfiles de línea en los que la emisión más brillante está hacia el azul de la fuente. La velocidad de reposo se puede interpretar como debido a la caída si la$\mathrm{H^{13}CO^+}$tiene un solo pico a la velocidad de reposo. Si el ópticamente delgado$\mathrm{H^{13}CO^+}$también tiene un perfil de doble pico, el doble pico en ambas líneas probablemente se deba a múltiples componentes a lo largo de la línea de visión. Churchwell et al. (2010) ² describen los diferentes mecanismos que podrían producir un doble pico en un$\mathrm{HCO^+}$perfil de línea hacia regiones de formación de estrellas masivas, y concluir que la autoabsorción se ajusta mejor a los perfiles de línea observados. El sesgo azul o rojo del perfil de absorción se puede usar para distinguir el flujo entrante (azul) o el saliente (rojo).

No entraré en detalles para explicar con precisión la interpretación espectroscópica de la cita anterior, pero baste decir que ese es su método para detectar materia que cae hacia el núcleo de la estrella de gran masa.

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_{¹ Molinari, S., Pezzuto, S., Cesaroni, R., et al. 2008, Astronomía y Astrofísica, 481, 345}

_{² Churchwell, E., Sievers, A. y Thum, C. 2010, Astronomía y astrofísica, 513, 9}