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CAPITULO 2: Formación Estelar
Nebulosa de Orion. Reflector de 1m OAN - Créditos Franco Della Prugna
Edwin Salpeter (1924-2008)
FUNCION INICIAL DE MASA
Se forman más estrellas de
baja masa que de alta masa.
SALPETER
d[log(M)] = log(e) * dM/M
Fig 1. Offner et al , 2014PPVI
FUNCION INICIAL DE MASA
Edwin Salpeter (1955, ApJ, 121, 161) on solar-neighborhood stars.
Glenn E. Miller and John M. Scalo extended work below 1 M ⊙ (1979, ApJS, 41, 513)
Pavel Kroupa (2002, Sci, 295, 82)
FUNCION INICIAL DE MASA
Fig. 3.27 (Shulz 2012)
Calculo de cantidades integrales
Calculo del numero total
de estrellas formadas
entre M1 y M2.
Cálculo de la masa
total de un grupo
Con la relación masa Luminosidad (e.g. L=k3*M³), se estima la luminosidad
total del grupo
FUNCION INICIAL DE MASA
Para determinar la función de masa inicial hay que tomar en cuenta que:
A- Contar estrellas observadas actualmente:
- Efectos de selección y completitud de las observaciones.
- Obtener distancias y extinciones
- Corregir por binarias no resueltas
B- Obtener la función luminosidad actual.
- Usar una función adecuada para transformar Mv a L. Corrección bolométrica.
- Esta función depende de la metalicidad y de la banda fotométrica usada
C- Obtener la función de masa actual
- Usar una relación masa-luminosidad adecuada, la cual no es sencilla de
obtener. Mucha incertidumbre en el rango de baja masa.
D- Obtener la función inicial de masa
- Asumir modelos evolutivos y corregir por estrellas más evolucionadas
(masivas). Esto es función de la metalicidad.
- Estrellas pierden masa, vientos estelares. Esto afecta principalmente las
estrellas más masivas.
- Asumir una historia de formación estelar cuando se trabaja con varias
generaciones (varios eventos de formación).
FUNCION INICIAL DE MASA
Función
de masa
Función de
Luminosidad
mv=>relación masa
Luminosidad
En la función de masa se encuentra la IMF
corregida por una función de modulación
del tiempo (b(t). El numero de estrellas por
pc³, en el intervalo de masa M,M+dM que
se forma en el intervalo de tiempo t,t+dt es
Galaxia se formó a t=0
Edad de la galaxia tg
Tiempo de vida en la
secuencia principal tlife
For tlife <tg
FUNCION LUMINOSIDAD
Con la función luminosidad Φ(Mv), podemos derivar el número de estrellas por
pc³ que observamos actualmente en el rango de brillo Mv -> Mv+dMv
Φ(Mv)*dMv
Baja masa son muy débiles
Alta masa son muy raras
From P. Armitage
IMF - preguntas abiertas
Es la Función Inicial de Masa Universal?
- La teoría de formación estelar predice que la IMF es variable. La fragmentación
es más efectiva si el enfriamiento es mejor. Ejemplo, menos metales indican
menor opacidad en el medio. Nubes moleculares menos metálicas son
propensas a formar estrellas más masivas.
- Las observaciones evidencias que la IMF posee poca o ninguna variación en
diferentes ambientes de la vía Láctea e inclusive en galaxias cercanas.
IMF - preguntas abiertas
Cual es el origen de la función inicial de masa?
Observacionalmente se sabe que existe una función de masa de núcleos y grumos similar a
la IMF. Así la IMF es regulada por los procesos de formación estelar que fragmentan la nube
en núcleos. Muchos detalles deben ser resueltos para lograr un consenso.
IMF - preguntas abiertas
Cual es el origen de la función inicial de masa?
La teoría predice que debe haber dependencia con la metalicidad
Estudiar la IMF en Cúmulos Estelares
Ventajas:
- Misma distancia, misma metalicidad, misma
historia de formación estelar.
- Si es muy joven más cerca del punto cero
- Se pueden estudiar varios cúmulos y
aumentar certidumbres estadisticamente.
Desventajas:
- Mayores incertidumbres observacionales
- Muy joven embebido => gran extinción
- Si edad es >30Myr, tomar en cuenta evolución
dinámica.
- No se evita la relación Masa
Luminosidad
- Hay que corregir por multiplicidad
El conocimiento de esto puede ser
más incierto pero se puede mejorar
el resultado al estudiar muchos
cúmulos.
Los efectos dinámicos
son importantes cuando
la edad es mayor que el
tiempo de relajación
Rh=half mass radius
N= numero de estrellas
σv=dispersión de
velocidad
Dispersión de velocidad en estrellas
Km/s
NGC2169 (Tesis María Ocando)
Proper motion+Distance => Velocity
Miliarsec/yr => km/s
Sigma Ori (Tesis Alice Perez)
Ojo no confundir valor típico de velocidad del grupo con su dispersión
Cluster Mass Function (CMF)
Variaciones se deben a
evolución dinámica
(segregación de masa),
evolución de alta masa.
Parametrización, donde
Mp es la masa pico, α
indice de Sapeter y β
componente de corte
que describe el rango
de baja masa.
de Marchi & Paresce 2001,
Parravano et al 2011
Tauro exceso de 0.6 a 0,8 Msun, pico a mas alta masa (Luhman et al 2009
IMF from young clusters
Offner et al 2014, PPVI
From Core Mass Function to IMF
From Core Mass Function to IMF
Observando grupos distantes
5Myr
2Myr
10Myr
5 Myr
3Myr
1Myr
Las poblaciones se formaron al
mismo tiempo, pero puede influenciar
la formación de otro grupo
Poblaciones distantes => mezcla de poblaciones
Poblaciones cercanas => mayor esfuerzo
observacional (mayor tamaño angular)