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Sobre la conjetura de Kennicut-Schmidt.

Se sabe que las estrellas nacen del colapso de nubes de gas. Hay muchos ejemplos de regiones de formación estelar en complejos moleculares (grandes nubes de gas molecular, o sea formado por moléculas). Siempre se buscó una relación que vincule la cantidad de estrellas en formación con las propiedades de la nube donde nacen.
En este aspecto es conocida la conjetura de Kennicutt-Schmidt [1]. En ella se establece una relación entre la densidad de la nube y la tasa de formación estelar. Como es lógico, se espera mayor cantidad de estrellas en formación en nubes más densas.
Como esta conjetura nunca tuvo su demostración desde la teoría, se buscó su verificación desde la observación, o sea, la prueba empírica de su validez.
Las observaciones indican que dentro de una nube (localmente), hay una una relación entre la densidad de la nube y la cantidad de estrellas que se están formando. Lo curioso es que entre nubes, a gran escala, esa relación no se mantiene. Es decir que, dentro de una nube hay más estrellas en formación en los lugares donde la nube es más densa; pero entre nubes, no siempre hay más estrellas formándose en las de mayor densidad promedio. En los casos donde se cumple la relación, no se cumple la proporción; o sea que, si bien hay más estrellas formándose en la nube de mayor densidad promedio, entre las nubes no se forman estrellas en la misma proporción relacionada con la densidad que con la que se forman localmente dentro de ellas. En otras palabras, la conjetura debería cumplirse de la misma manera localmente (dentro de las nubes) como a gran escala (entre nubes).
Para decirlo con propiedad, la conjetura se verifica cualitativamente (se dan las cualidades) pero no cuantitativamente (no se dan las cantidades).

Los estudios sugieren que hay otros factores en juego, además de procesos que regulan (favoreciendo o desfavoreciendo) la formación de estrellas nuevas.
La estructura de la nube juega un papel importante. Es su estructura interna la que define su densidad promedio (o general) y dónde (dentro de ella) la densidad es capaz de ser la correcta para que se puedan formar estrellas.

Por ejemplo.
Supongamos una nube bastante homogénea con una cierta densidad promedio y cantidad de estrellas naciendo. Otra nube, puede tener estructuras donde su densidad es mayor (como filamentos de mayor densidad); incluso, en esos lugares, la densidad puede ser mayor a la densidad promedio de la primer nube. En ese caso, la segunda nube tiene una densidad promedio menor a la primera (pues fuera de los filamentos la densidad puede ser baja), y puede tener más estrellas naciendo, todas o la mayoría en sus regiones de mayor densidad local.

Referencia:

  1. http://en.wikipedia.org/wiki/Kennicutt%E2%80%93Schmidt_law

Artículo relacionado:

Fuente:

pdp.

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Conclusiones del encuentro G2 .vs. SgrA*

Gillesen +2002, la nube más conocida como G2 que orbita alrededor del nuestro agujero negro Sgr.A*, ya pasó por el punto de su órbita más cercano a Sgr.A*.

La teoría dice que G2 se formó cuando una estrella catalogada como S1-34, de 10 masas solares, pasó cerca de Sgr.A* hace unos 200 años y la gravedad del agujero negro le arrancó unas 30 masas terrestres. Así, lo estuvo alimentando durante unos 10 millones de años. Es más, se piensa que las sorpresivas fulguraciones de los agujeros negros centrales de las galaxias, se deben a estrellas que sufren rupturas gravitacionales, soltando así materia que cae en el agujero negro.
El encuentro se pronosticaba para principios del 2013 y luego se corrigió atrasándolo casi un año; para principios del 2014, donde se podría observar la interacción entre G2 y Sgr,A*. Es la primera vez que se pronosticaba un encuentro de este tipo, dando la oportunidad de seguirlo desde sus comienzos, y no como otras veces, donde eventos similares, se observaban luego de ocurridos sorpresivamente.
Estudio previos sugerían que G2 no era una simple nube, sino que, tendría en su interior a una estrella; sería en realidad un estrella rodeada de gas. Esta estrella, le daría consistencia a G2.

Pues bien, el encuentro de produjo.

Imagen publicada en el trabajo de G. Witzel et al. Se observan los brillos combinados de G2 + SgrA* y estrellas vecinas del grupo S.

La observaciones mostraron que la nube de unas 3 masas terrestres (mucho menos que la masa que debió perder su estrella progenitora), pasó a unas 3000 veces el horizonte de sucesos [1] (radio del agujero negro) de Sgr.A*.
La nube emergió casi sin inmutarse como si fuera un objeto compacto. Su luminosidad, se mantuvo consistente con sus valores anteriores. Su órbita se mantiene dentro de los movimientos predichos por las leyes de Kepler [2].
Todo esto, sugiere que G2 no es una nube pura, sino que se confirma la existencia en su interior de una estrella que le otorga consistencia. Esta estrella tendría una luminosidad 30 veces la del Sol y estaría rodeada de material ópticamente delgado, formando una nube de unas 2 veces el radio de la órbita terrestre (2 Unidades Astronómicas).

Así, el modelo de G2 cambia. Sería el resultado de la unión de las componentes de una binaria, lo que dio origen una estrella caliente (de tipo espectral B), con materia a su alrededor y vinculada a Sgr.A, lo que le vale la clasificación de estrella del grupo S (las que están vinculadas a Sgr.A*).

Actualización del 14/abr./2015 a las 10:30 HOA (GMT -3).
G2 finalmente se trataría de una joven estrella aún dentro de la nube de la cual sigue tomando materia. Su órbita alrededor del agujero negro central de la Vía Láctea es muy excéntrica (0,976) y su período orbital sería de 260 años.
La masa total de G2 (nube + estrella) sería inferior a las 20 masas solares típicas de las estrellas vecinas del grupo S; aunque su valor es incierto, se estima en 4 a 20 masas terrestres.


Referencias:

  1. http://es.wikipedia.org/wiki/Horizonte_de_sucesos
  2. http://es.wikipedia.org/wiki/Leyes_de_Kepler

Fuente:

pdp.

La formación estelar en galaxias y su relación masa estelar/masa de halo.

En la evolución estelar [1], cuando una estrella agota su hidrógeno, pasa a la fase de gigante roja [2]. Así, estas estrellas son evolucionadas pero no necesariamente más viejas que otras. Las estrellas de poca masa, agotan pronto su Hidrógeno y entran en esa etapa. Las de mucha masa, llevan un vida rápida y pronto agotan su “combustible” y se transforman en estrellas gigantes rojas. Las de masa intermedia, como nuestro Sol, son las más duraderas.

Las galaxias se formaron para una misma época luego del origen del Universo; astronómicamente hablando al mismo tiempo, pero en realidad no en el mismo instante exactamente. Luego, todas son aproximadamente de la misma edad. Entonces, las galaxias rojas no son más viejas que las azules. La diferencia está en que las azuladas están dominadas por estrellas jóvenes (al menos calientes), mientras que las rojas, tuvieron una formación estelar de estrellas de baja masa y no renovaron muchas estrellas por algún motivo.

M87, como ejemplo de galaxia central. Imagen crédito de en:NASA, en:STScI, en:WikiSky

Se llaman galaxias centrales dominantes [3], o simplemente centrales, a las galaxias masivas que tienen a su alrededor muchas compañeras gravitacionalmente ligadas a ellas.
Estas enormes galaxias, tienen un halo de materia obscura fría [4] , cuya masa es estimada por modelos aplicados en simulaciones. De esta manera, se calcularon relaciones entre la masa estelar y la de halo para galaxias centrales locales (vecinas pertenecientes al grupo local de galaxias).
Se encontró que en las centrales azules, esa proporción es mayor que en la rojas, como que tienen más masa estelar (o menor masa de halo que las otras). ¿Qué está alimentando esa formación estelar?; posiblemente la masa del halo, más que la masa aportada por las fusiones con otras galaxias vecinas.
Otro dato curioso, es que las galaxias centrales en regiones menos pobladas, han prolongado en el tiempo su formación estelar, han postergado su “enfriamiento” o aún no lo han hecho.

 


Referencias:

  1. http://es.wikipedia.org/wiki/Evoluci%C3%B3n_estelar
  2. http://es.wikipedia.org/wiki/Gigante_roja
  3. http://es.wikipedia.org/wiki/Galaxia_cD
  4. http://es.wikipedia.org/wiki/Materia_oscura_fr%C3%ADa

Fuentes:

pdp.