La caótica alimentación de las jóvenes estrellas masivas.

En la evolución estelar, se sabe cómo se forman las estrellas de baja masa, pero hay dudas sobre las masivas.
Las estrellas de baja masa, nacen de una nube de gas y polvo. La protoestrella está rodeada de un disco de materia que cae en ella en forma de remolino. En ese proceso, la estrella puede mostrar chorros bipolares de materia debido a la saturación en su capacidad de absorberla por su superficie.
Luego, cuando comienza a brillar, con la presión de radiación aleja el material que aún pueda rodearla. De esta manera, no llegarían a ser muy masivas pues alejan el material que podría volverlas más masivas. Luego, las estrellas masivas podrían nacer de la unión de estrellas de menor masa.

No se observó discos de acreción de materia en estrellas masivas en formación como sucedió con las menos masivas.
Al respecto, se conjeturó con que las estrellas masivas en formación, recibirían materia antes de brillar por “canales o tubos de alimentación de materia” definidos por líneas de campos magnéticos. Luego, comenzarían a brillar cuando ya se volvieron masivas (Posibles mecanismos de formación de estrellas masivas | pdp, 15.nov.2013 | https://paolera.wordpress.com/2013/11/15/posibles-mecanismos-de-formacion-de-estrellas-masivas/).

Observando estrellas masivas en formación en la región de formación estelar catalogada como W51 a unos 17 mil años luz de casa, no se encontró discos de acreción en torno a ellas.

Imagen de la región de formación estelar W51 – NASA/JPL-Caltech.

En cambio, se detectó una región caótica en torno a las jóvenes estrellas masivas, que las alimenta a través de varios canales o “hebras” de material desde distintas direcciones.
Así, estas estrellas se formarían en regiones de acreción caótica o desordenada de materia, muy diferentes a los discos de materia que terminan alimentando a las estrellas menos masivas.
Por supuesto, nada prohíbe que haya fusiones entre estrellas en formación que acentúen el nacimiento de estrellas masivas.

Referencia:
High-mass stars are formed not from dust disk but from debris | Universiteit Leiden, 3.may.2021 | https://www.universiteitleiden.nl/en/news/2021/05/high-mass-stars-are-formed-not-from-dust-disk-but-from-debris

Fuente:
Multidirectional Mass Accretion and Collimated Outflows on Scales of 100–2000 au in Early Stages of High-mass Protostars | 2020 ApJ 905 25 | C, Goddi et al | Abstract: https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/abc88e/meta | arXiv PDF: https://arxiv.org/pdf/1805.05364.pdf

pdp.

Generalidades del complejo molecular W51.

En nuestra galaxia no hay muchos complejos moleculares donde se formen estrellas masivas.
Los pocos que hay, dominan la masa de gas molecular de la Vía Láctea.
Entre ellos se encuentra el complejo de gas molecular y polvo catalogado como W51. A unos 15 mil años luz de nosotros, está cerca del plano galáctico en el brazo de Carina-Sagitario.

Imagen de W51 publicada en el trabajo de Adam Ginsburg.

La región W51A se destaca por tener dos protocúmulos masivos con unas 10 mil masas solares.
La zona W51B tiene filamentos de polvo y está interactuando con W51C, que es un remanente de súper nova.
Este complejo tiene una altísima velocidad, casi prohibida para su ubicación en la galaxia. Se piensa que sufrió un encuentro dinámico de tipo nube-nube. O sea que se acercó a otra nube y juntas se afectaron gravitacionalmente acelerándose. Por ejemplo, le pudo suceder un encuentro cercano con la materia acumulada en un brazo espiral de la vía láctea.

Fuente:

• Draft version 2017/02/23, A REVIEW OF THE W51 CLOUD, Adam Ginsburg.
  https://arxiv.org/pdf/1702.06627.pdf