Download El Perfil Sinusoidal del Jet HH 31 en la Protoestrella - FaMAF

Presentado ante la Facultad de Matemática, Astronomía y Física como parte de los requerimientos para obtener el título de Licenciada en Astronomía de la
Universidad Nacional de Córdoba
El Perfil Sinusoidal del Jet HH 31 en la Protoestrella IRAS 04248+2612
Leticia Virginia Ferrero
Directora: Dra. Mercedes N. Gómez
Marzo, 2013
 FAMAF – UNC
2
Clasificacion
97.21.+a
Pre­main sequence objects, young stellar objects (YSO's) and protostars (T Tauri stars, Orion population, Herbig­Haro objects, Bok globules, bipolar outflows, cometary nebulae, etc.) (see also 98.38.Fs and 98.58.Fd Jets, outflows and bipolar flows—in the Milky Way and external galaxies respectively)
98.38.Fs
Jets, outflows, and bipolar flows (for pre­main sequence objects, see 97.21.+a)
97.10.Gz
Accretion and accretion disks
97.10.Me
Mass loss and stellar winds
97.10.Bt
Star formation
Palabras claves: Flujos bipolares moleculares, objetos Herbig–Haro, jets, HH 31, IRAS 04248+2612.
Resumen
Uno de los temas más estudiados por la Astronomía Estelar ha sido la formación y evolución de las estrellas. En especial, el proceso de formación de las mismas, las lleva a pasar por distintas estapas, donde se conforman diferentes estructuras. Una de dichas estructuras son los Flujos Bipolares Moleculares, que usualmente son observados en radio, o los objetos Herbig ­ Haro, detectados en el óptico. Actualmente, la teoría unificada plantea que tanto los flujos bipolares y los jets u objetos HH, son parte del mismo proceso de eyección por parte de la estrella en formación. Este trabajo está dedicado al estudio de Jets; en particular del perfil en “S” del jet HH 31 y su fuente asociada IRAS 04248+2612, a través de imágenes tomadas con el Telescopio de 1.2 m del Observatorio de Fred L. Whipple y los Telescopios Espaciales Spitzer y WISE. El análisis de las imágenes ha demostrado numerosas subestructuras dentro de los nodos catalogados en la literatura. Las diferencias temporales entre nodos sugieren que la fuente sería una estrella tipo FU Orionis; sin embargo, hasta el momento no ha sido registrada ninguna variación fotométrica en ella que lo confirme. Por otro lado, el estudio de la morfología sinusoidal de HH 31, permite afirmar que la misma está relacionada con la binaridad de la fuente central. Agradecimientos
Quiero agradecer a mi Directora Mercedes Gómes, por haber confiado en mi y por el gran apoyo que recibí de ella para realizar este trabajo. Trabajar con ella ha sido un honor. A mis amigos y compañeros por aguantarme y contenerme cuando más lo necesitaba. Especialmente a Cinchu, Xime y Gabi que me ayudaron cuando mi cerebro estaba al borde del colapso. También quiero agradecerle a Vir que me acompañó y ayudó durante los primeros años de esta carrera. Muchas son las personas con las que uno comparte a lo largo de estos años. Algunos se alejan, otros ingresan, pero a todos los llevo en mi mente y en mi corazón, porque todos me han enseñado algo, o es con quienes he compartido momentos inolvidables. Quiero dedicarle este trabajo a mis nonos que hoy no están conmigo. A mis noninos Chicha y Patri que no pudieron verme comenzar ésta carrera, pero los llevo siempre muy adentro de mi corazón. A mi nona Minda que no pudo verme terminar, pero que siempre creyó en mi, me apoyó incondicionalmente y hoy, “su nietita querída”, como me solía decir, está recibida de Licenciada en Astronomía. Los quiero y extraño.
Finalmente no puedo dejar de agradecer a mis padres, Ester y Adolfo, que sin su contención, apoyo y aliento, nunca podría haber empezado y terminado esta carrera. Con sus concejos y retos me han guiado hasta este momento. Los amo a los dos. Muchas gracias a todos.
4
Índice General
Pág.
Introducción
7
1. Escenarios de formación estelar en todo el rango de masas
8
1.1. Formación de estrellas de baja masa................................................................................. 8
1.1.1. Componentes del modelo de formación estelar....................................................... 15
1.2. Formación de estrellas de alta masa.................................................................................. 16
1.2.1. Escenarios de formación de estrellas de alta masa.................................................... 17
1.3. Objetos de masas subestelares o enanas marrones.......................................................... 18
1.3.1. Modelos de formación de enanas marrones..........................................................
20
1.4. Eventos FU Orionis........................................................................................................
21
2. Flujos bipolares moleculares y objetos Herbig ­ Haro
24 2.1. Flujos bipolares moleculares........................................................................................... 24
2.1.1. Outflows................................................................................................................... 24
2.1.2. Objetos Herbig – Haro (HH)................................................................................... 28
2.1.2.a. Perfil P Cygni.............................................................................................. 29
2.1.2.b. Superficie de trabajo................................................................................... 30
2.1.2.c. Potencial de excitación................................................................................ 31
2.1.3. Jet............................................................................................................................ 32
2.1.4. Modelo unificado: outflows y jets........................................................................... 32
2.2. Análisis observacionales de casos particulares................................................................ 34
2.2.1. HH 1–2.................................................................................................................... 34
2.2.2. IRAS 20126+1404.................................................................................................. 39
2.2.3.  Oph ISO 102........................................................................................................ 42
2.2.4. 2MASS 1207........................................................................................................... 46
2.2.5. Comparaciones....................................................................................................... 48
3. La protoestrella IRAS 04248+2612 y objeto HH 31
50
3.1. IRAS 04248+2612............................................................................................................ 50
3.1.1. La nube molecular de Taurus................................................................................... 50
5
3.1.2. Barnard 217............................................................................................................... 52
3.1.3. IRAS 04248+2612.................................................................................................... 53
3.1.4. Imágenes NICMOS de IRAS 04248+2612............................................................... 54
3.1.4.a. Nebulosa....................................................................................................... 55
3.1.4.b. Disco............................................................................................................ 55
3.1.4.c. Binaridad...................................................................................................... 56
3.1.5. Observaciones en el submilimétrico......................................................................... 56
3.1.6. Espectros en el infrarrojo cercano y óptico.............................................................. 56
3.1.7. Modelo de la distribución espectral de energía (SED)............................................. 58
3.2. El objeto HH 31 y flujo bipolar molecular asociados....................................................... 60
3.2.1. Observaciones en el óptico....................................................................................... 60
3.2.2. Observaciones en radio............................................................................................ 62
3.2.3. Observaciones en H2................................................................................................ 64
3.3. Parámetros de IRAS 04248+2612...................................................................................... 65
4. Análisis de imágenes y espectros de IRAS04248+2612 y del objeto HH 31
67
4.1. Imágenes ópticas en Hα y [OI].......................................................................................... 67
4.2. Imágenes en el infrarrojo medio de Spitzer....................................................................... 70
4.3. Imágenes en el infrarrojo medio obtenidas por WISE...................................................... 76
4.4. Espectros........................................................................................................................... 78
4.4.1. Espectros ópticos de HH 31­AB y HH 31­C............................................................ 78
4.4.2. Espectro infrarrojo cercano de HH 31­E................................................................. 79
4.5. Morfología del jet HH 31................................................................................................... 80
4.5.1. Perfil en “S”.............................................................................................................. 80
4.5.2. Cadena de nodos...................................................................................................... 82
4.5.3. Eventos FU Orionis y la sucesión de nodos del jet HH 31...................................... 83 4.6. Conclusiones de este capítulo............................................................................................ 84
5. Comparación de HH 31 con otros jets con forma de “S”
85
5.1. Jets en forma de “S”............................................................................................................ 85
5.1.1. HH 34........................................................................................................................ 87
5.1.2. HH 47........................................................................................................................ 89
5.1.3. HH 333...................................................................................................................... 94
6
5.1.4. HH 223...................................................................................................................... 95
5.1.5. IRAS 16547­4247...................................................................................................... 96
5.1.6. Modelos de jets......................................................................................................... 98
5.2. Comentarios finales del capítulo........................................................................................ 98
Resultados
99 Perspectivas Futuras
100
Referencias
101
7
Introducción
Desde el descubrimiento de los objetos HH por Herbig en 1951 y Haro en 1952, la existencia de jets y flujos bipolares moleculares en las primeras etapas de la formación de estrellas, ha generado controversia en cuanto al mecanismo de formación de los mismos. En este trabajo se propone estudiar la fuente IRAS 04248+2612 y su jet asociado HH 31, el cual presenta un perfil sinusoidal, mediante el análisis de imágenes en la región óptica e infrarroja del espectro, para así tratar de describir su morfología.
En el Capítulo 1 se describe el modelo actual de evolución de Pre­ Secuencia Principal para estrellas en un amplio rango de masa. El Capítulo 2 define y caracteriza los flujos bipolares moleculares o outflows, distinguiéndolos de los comunmentes llamados objetos Herbig – Haro o jets. En el Capítulo 3 se recopila información bibliográfica de la fuente IRAS 04248+2612 y su correspondiente jet HH 31. El análisis de las imágenes tomadas de este sistema, en los Telescopios de 1.2 m del Observatorio de Fred L. Whipple en Mt. Hopiknis (Arizona, EEUU), Spitzer y WISE (Wide­field Infrared Survey Explorer), así como una explicación del perfil en forma de “S” del jet en base a la binaridad de la fuente central se presentan en el Capítulo 4. Por otro lado, en el Capítulo 5 se realiza una descripción de objetos con características similares al jet HH 31. En la sección final del trabajo se realiza una discusión de los resultados obtenidos del análisis de las imágenes y se plantean las perspectivas futuras.
8
Capítulo 1
“Escenarios de Formación Estelar en todo el Rango de Masas”
Uno de los procesos más estudiados en la Astronomía Estelar ha sido la formación y evolución de las estrellas. El esquema evolutivo de Pre – Secuencia Principal para estrellas de baja masa fue propuesto inicialmente por Lada en 1987 y posteriormente, las contribuciones de Adams, Lada y Shu (1987) fueron moldeando el esquema en el que las estrellas pasan por tres etapas previa, denominadas Clase I, II y III, antes de llegar a Secuencia Principal. Finalmente, André et al. (1993) agrega una nueva fase, más temprana a las anteriores, denominada Clase 0. Más tarde, se extendió el mismo esquema para objetos de masas superiores e inferiores a las estrellas de baja masa.
1.1. Formación de estrellas de baja masa
El modelo de formación estelar para estrellas de baja masa plantea como escenario de la formación las nubes moleculares, compuestas principalmente de gas en estado molecular (predominantemente hidrógeno) y polvo, en donde comienza un proceso de contracción gravitatoria. En dicho proceso, las regiones colapsantes que poseen bajo momento angular caen al centro de la protoestrella, mientras que el resto del material forma un disco. Esto continúa hasta haber formado completamente a la estrella, etapa denominada “Secuencia Principal”. Allí el proceso de acreción de material finaliza y la contracción gravitatoria cesa, dado que es compensada por la presión de radiación generado por las reacciones termonucleares provenientes del centro de la estrella, alcanzando así un equilibrio termodinámico. Sin embargo, previamente a llegar a la etapa de Secuencia Principal, la estrella en formación, o también denominada “Protoestrella”, debe pasar por 4 fases denominadas Clase 0, Clase I, Clase II y Clase III. Las fases de Clase 0 y Clase I se corresponden con las etapas iniciales de formación de la estrella o etapa del “colapso gravitatorio” (ver Figura 1.1); por lo que están altamente embebidas en su nube molecular, no siendo posible por lo tanto observarlas en el rango óptico del espectro.
9
Figura 1.1: Esquema de Pre – Secuencia Principal para estrellas de baja masa. Aquí se esquematiza las cuatro fases principales por las que pasa una protoestrella hasta llegar a Secuencia Principal teniendo como escenario inicial una nube molecular densa, que luego irá colapsando y generando las distintas fases de Clase 0, Clase I, Clase II y finalmente Clase III. Imagen adaptada de la Tesis Doctoral de Tsukamoto (2011).
Figura 1.2: Distribuciones espectrales de energía esquemáticas para objetos de Clase 0 (panel superior izquierdo), Clase I (panel superior derecho), Clase II (panel inferior izquierdo) y Clase III (panel inferior derecho). En gris claro se indica el flujo proveniente de la fotósfera de la protoestrella y en gris más oscuro los excesos de radiación respecto a la incipiente fotósfera estelar. Extraído de la página web: http://www.phys.unsw.edu.au/jacara/pilotscience.php.
En particular, los objetos de Clase 0 presentan edades de ~ 10 4 años y se corresponde con la etapa más temprana de formación estelar donde la envolvente ha comenzado a colapsar hacia la región central para formar la protoestrella. Debido a ello, se dice que la masa de la envolvente es mucho mayor que la de la protoestrella. La Distribución Espectral de Energía o SED (Spectral Energy Distribution) por sus siglas en inglés, reproduce la planckeana de cuerpo negro pero, dado que las temperaturas de estos objetos son de aproximadamente entre 20º K y 30º K, están centradas en la región submilimétrica del espectro, donde básicamente no hay detección para longitudes de ondas menores a 20 m (ver Figura 1.3). Por otro lado, a estos objetos se les asocia la presencia de flujos bipolares moleculares altamente colimados dado que están relacionados a eventos de eyección muy energéticos que están ocurriendo, y que se describirán con mayor detalle, más adelante, en el capítulo 2.
10
Figura 1.3: Distribución espectral de energía del objeto IRAS 16293­2422 de Clase 0. Extraído del trabajo de Correia et al. (2004).
En cuanto a los objetos de Clase I, los mismos presentan edades de ~ 10 5 años, con SEDs en donde se distinguen grandes excesos en infrarrojo (IR), correspondientes a la reemisión por parte del polvo, en longitudes de onda larga, de la radiación proveniente de la fuente central (ver Figura 1.4). Están asociadas con la presencia de flujos bipolares pobremente colimados debido a que los procesos intervinientes son algo menos energéticos. Si se observa la Figura 1.4 puede apreciarse una absorción en 10 m, la cual es generada por la presencia de silicatos interestelares.
Figura 1.4: SED modelada de un objeto de Clase I de la nube molecular de Camaleón II. En azul se observa la contribución de la fotósfera de la protoestrella y en rojo el resultado final de un modelo de disco propuesto por Robitaille et al. (2006). Puede apreciarse también la absorción en 10 m debido a la presencia de silicatos interestelares. Diagrama extraído de: http://woac.oact.inaf.it/ruppu/sfr.htm.
Los objetos de Clase II son también denominados estrellas T Tauri Clásicas o CTTS (Clasical T Tauri Star) por sus siglas en inglés, las cuales presentan edades de ~ 10 6 años. Sus distribuciones espectrales de energía presentan tanto exceso en el infrarrojo como en el ultravioleta (UV). Estos están asociados a los “Discos Pasivos” y “Activos”, respectivamente (ver Figura 1.5). Los Discos 11
Pasivos hacen referencia nuevamente a la reemisión por parte del polvo del disco, en longitudes de ondas más largas, de la radiación proveniente de la fuente central. Los Discos Activos, por otro lado, hacen alusión a la región más interna del disco en la que se generan las columnas de acreción que llevan material del disco a la estrella en formación. Hipotéticamente, el choque de este material con la fotósfera de la estrella sería el que origina la emisión de fotones UV que se evidencia en las distribuciones espectrales de energía, para mayor detalle ver la subsección 1.1.1. Por otro lado, los objetos de Clase II presentan flujos bipolares pobremente colimados ya que los eventos de eyección son menos energéticos que en las clases anteriores.
Figura 1.5: SED de una estrella T Tauri Clásica (CTTS) o de Clase II. Imagen extraída del trabajo de Padgett et al. (2006).
Si se observa comparativamente los excesos infrarrojo en las distribuciones espectrales de energía de los objetos de Clase I y II, los objetos de Clase II poseen emisiones en el infrarrojo menores a los correspondientes a la Clase I. Mediante el análisis de la intensidad de los excesos en las estrellas CTTS es posible hacer una estima del tipo de disco que posee una protoestrella. En el caso que el exceso es grande, como puede verse en el lado izquierdo de la Figura 1.6, se puede decir que el disco es grueso, de forma curvada o también denominado “Flare”; mientras que, si el exceso es pequeño (ver el lado derecho de la Figura 1.6) se puede decir que el disco es más fino de forma aplanada o también denominado “Flat” (Lada 1999).
Finalmente, un objeto de Clase III, también denominado estrellas T Tauri de emisión débil o WTTS (Weak T Tauri Star) posee una edad de ~ 10 7 años. Este tipo de objetos no muestran básicamente grandes características distintivas, dado que sus distribuciones espectrales de energía no presentan prácticamente ni excesos en infrarrojo ni UV, por lo que reproducen bastante bien las plankeanas de cuerpo negro (ver Figura 1.7). En cuando a su estructura interna, los disco son muy finos o prácticamente inexistentes. Se ha detectado en los espectros la presencia de polvo procesado como silicatos cristalinos, lo cuales hacen referencia a un tamaño de polvo mayor que el del polvo presente en la nube primigenia que comenzó a formar la protoestrella (Lada 1999). Luego, puede observarse como los excesos en las distribuciones espectrales de energía van decreciendo desde los más intensos en la Clase I hasta los prácticamente indistinguibles de la Clase III. La Figura 1.8 muestra las SEDs de un objeto de Clase I (IRAS 04016+2610), de Clase II (AA Tau) y de Clase III (LkCa 7).
12
Figura 1.6: Distribuciones espectrales de energía de dos estrellas T Tauri Clásicas (Clase II) con diferentes niveles de excesos en el infrarrojo, correspondientes al tipo de disco que poseen. A la izquierda puede observarse un gran exceso, correspondiente con un disco más grueso y curvo o “Flare”; mientras que a la derecha se observa un menor exceso infrarrojo que hace suponer la presencia de un disco mucho más fino y plano o también denominado “Flat”. Imágenes extraídas del trabajo de Padgett et al. (2006) y la página web: http://www.eso.org/public/news/eso0220/.
Figura 1.7: SED de un objeto de Clase III o WTTS. Imagen extraída del trabajo de Padgett et al. (2006).
13
Figura 1.8: Distribuciones espectrales de energía de objetos de Clase I, Clase II y Clase III correspondientes a los objetos IRAS 04016+2610, AA Tau y LkCa 7, respectivamente.
Con respecto a los espectros, hay otro efecto a tener en cuenta, y es el denominado “velado de las líneas”. El mismo es causado por los procesos de acreción de material a la protoestrella, en donde el material que choca con la fotósfera de la estrella, emite radiación en todas las longitudes de onda. Esto da como resultado que el continuo se eleva y las líneas son llenadas causando que sean menos profundas. Puede verse un ejemplo de espectros con líneas veladas y no veladas de objetos en diferentes etapas evolutivas en la Figura 1.9 y 1.10. Es evidente la diferencia en la profundidad de las líneas entre el objeto DR Tau (Figura 1.10), que es de Clase II, y VA 622, que es un objeto de Secuencia Principal de tipo espectral K7 (K7V). Al analizarse cómo es el velado de las líneas en espectros de cada una de las fases evolutivas anteriores, puede observarse que en los objetos de Clase I, el efecto de velado es el más alto, en comparación a los de Clase II y Clase III, los cuales ya no se registran prácticamente procesos de acreción por lo que no se observan líneas veladas. Figura 1.9: Espectros superpuestos de objetos en diferentes etapas de evolución en la región en el infrarrojo cercano, en la banda K de los objetos HD 36003, HR 4267, GSS 29 (Clase II) y IRS 43 (Clase I). Los espectros de HD 36003 y HR 4267 se muestran para comparación. Extraído del trabajo de Greene & Lada (1996). 14
Figura 1.10: Espectros de objetos en diferentes etapas evolutivas en la región óptica, donde se observa que DR Tau presenta un espectro altamente velado, pues es un objeto de Clase II, LK Ca7, está en un etapa de transición entre Clase II y III, y VA 622, es un objeto de Secuencia Principal de tipo espectral K7 (K7V). Imagen extraída de Hartigan et al. (1991)
Luego de la fase de Clase III la estrella finaliza los procesos de contracción gravitatoria, adquiriendo un equilibrio hidrostático y llegando así a la etapa de Secuencia Principal, donde pasará la mayor parte de su vida convirtiendo principalmente el hidrógeno en elementos más pesados y complejos. En la Figura 1.11 se muestra el esquema de formación estelar que acaba de ser descripto, hasta la llegada de una estrella a Secuencia Principal. Figura 1.11: Esquema de evolución de Pre ­ Secuencia Principal donde pueden verse las diferentes fases por las que pasa la estrella en formación hasta llegar a Secuencia Principal. Extraído de la página: http://www.astro.caltech.edu/~george/ay20/Ay20­Lec14x.pdf.
15
1.1.1. Componentes del modelo de formación estelar Gracias a las evidencias observacionales obtenidas en fases evolucionadas de formación cercanas a la fase de Clase II, es posible identificar una estructura interna donde interviene una envolvente que rodea todo el sistema, cuyo material paulatinamente está cayendo a una región más central, correspondiente con el plano del disco; a su vez, en el centro del disco se encuentra la estrella en formación (ver Figura 1.12). Estudios de protoestrellas en fases un poco más evolucionadas han demostrado que dichas estrellas en formación generan campos magnéticos mediante los cuales se acreta material desde el disco hacia la protoestrella a través de las llamadas “columnas de acreción”. Figura 1.12: Esquema de la estructura de una estrella en formación. Puede apreciarse la presencia del disco, las columnas de acreción generadas por el campo magnético de la protoestrella y la fuente central. Además, está indicada la dirección en la que se mueve el material del disco y las columnas de acreción, como así también la extensión de cada parte y la correspondiente emisión. Figura tomada del libro de Hartmann (1998). Por otro lado, en las regiones polares de la fuente (simétricamente opuesto), surgen vientos estelares que eyectan material de la protoestrella y limpian las zonas polares, dichos vientos dan origen a los denominados “Flujos Bipolares Moleculares” o “Jets”. Estos flujos bipolares se encuentran tanto en objetos de Clase 0 y I, como en los de Clase II con un gradual decrecimiento en el grado de colimación.
La hipótesis de las columnas de acreción se basa en el hecho que los campos magnéticos generados por la propia estrella en formación se extienden a todo el medio que envuelve la protoestrella, tomando contacto con la región del disco. Ésto a su vez genera que el material del disco se precipite por las líneas de campo magnético, generando así las llamadas columnas de acreción. Por medio de la técnica de imágenes Doppler1, la cual permite detectar las manchas que se encuentran en la fotósfera de la protoestrella, se ha podido observar que las manchas calientes se ubican preferentemente en las regiones polares. Este hecho permite reforzar la hipótesis de las columnas de acreción. La Figura 1.13 muestra el mapa de manchas frías y calientes de la estrella V824 Ara B.
1
Para más información sobre la Técnica de imágenes Doppler, se puede consultar la siguiente página web:
http://ooo.aip.de/groups/activity/.
16
Figura 1.13: Mapa de manchas frías y calientes, realizado mediante la Técnica de imagen Doppler, de la fotósfera de la estrella T Tauri Clásica, V824 Ara B. Puede observarse que las manchas calientes se ubican preferentemente en las regiones polares de la estrella, contribuyendo así a reafirmar la teoría de las columnas de acreción. Extraído de la página web: http://ooo.aip.de/groups/activity/.
1.2. Formación de estrellas de alta masa
Las estrellas de alta masa son aquellas que llegan a Secuencia Principal con una masa superior a las 8 o 10 M⊙. El análisis de sus tiempos evolutivos y la comparación con los correspondientes a objetos menos masivos implican analizar detalladamente los tiempos de Kelvin – Helmholtz y el tiempo de caída libre. En particular, el Tiempo de Kelvin – Helmholtz se define como el tiempo durante el cual una estrella puede irradiar gracias a su energía gravitatoria. Indica básicamente el tiempo durante el cual la estrella evoluciona a la Secuencia Principal. La ecuación que lo describe es la siguiente:
2
GM
τ KH =
2 RL
(donde G es la constante gravitacional; M es la masa; R el radio y L la Luminosidad). Puede verse que el tiempo de Kelvin – Helmholtz es proporcional a la masa que está colapsando, al cuadrado. Por otro lado, el Tiempo de Caída Libre se define como el tiempo que le toma a un cuerpo colapsar debido a su propia gravedad, en ausencia de cualquier otras fuerzas. La ecuación que describe este tiempo es la siguiente:
3π 1/2
τ ff =
32 Gρ
(donde  es la densidad del medio). Puede verse que esta ecuación es inversamente proporcional a la densidad.
(
)
17
Si se calculan estos tiempos para el caso particular de una estrella de 50 M⊙ y otra de una masa solar tendremos el siguiente resultado: dado que, tanto la densidad de los núcleos moleculares donde se forman las estrellas de alta masa, como los de baja masa, es aproximadamente la misma, y es equivalente a amb 10­4 partículas cm­3, el tiempo de caída libre resulta aproximadamente el mismo para cualquier objeto y es de ff  4×105 años. Por otro lado, al analizar el tiempo de Kelvin – Helmholtz correspondiente para este par de estrellas se obtiene que, para una estrella de masa M = 50 M⊙, el tiempo es  104 años; y para una estrella de M = 1 M ⊙, el tiempo de Kelvin – Helmholtz es  107 años. Puede observarse entonces que, para una estrella de alta masa, el tiempo de Kelvin – Helmholtz es menor que el tiempo de caída libre:
τ KH < τ ff
lo que indica que las estrellas de alta masa comienzan a realizar la quema del hidrógeno antes de haber finalizado su proceso de contracción gravitatoria, por lo que el tiempo de vida de Pre­
Secuencia Principal de estos objetos es prácticamente inexistente.
1.2.1. Escenarios de formación de estrellas de alta masa Aún no se comprende muy bien cómo se forman estos objetos masivos por lo que hasta el momento se tiene básicamente dos propuestas que intentan explicar su formación, dichos modelos son el de Acreción y el Colisional.
El Modelo de Acreción (ver Figura 1.14) es similar al que se tiene para las estrellas de baja masa, donde un núcleo molecular comienza a realizar un proceso de contracción gravitatorio, con la posterior formación del disco y de flujos bipolares moleculares asociados, hasta que finaliza dicho proceso y la estrella llega a etapa de Secuencia Principal. Este modelo permite reproducir la formación de estrellas de masas inferiores a las 20M⊙ donde se ha detectado observacionalmente, de manera indirecta, la presencia de discos y jets (ver como ejemplo el del capítulo 2.2.2). Sin embargo, este modelo tiene problemas para reproducir la formación de estrellas con masas superiores puesto que los fuertes vientos estelares y la alta presión de radiación inhiben la formación de la estrella, ya que son capaces de fotoevaporar sus propios discos de polvo.
Por otro lado, el Modelo Colisional es un modelo semi­analítico que plantea la formación de estrellas de alta masa en cúmulos estelares mediante el merger o colisión de estrellas de baja masa. Bonnel, Bate y Vine en 2003 desarrollaron una simulación (ver Figura 1.15) que recrea un escenario de choque o “merger” de estrellas de baja masa. Dicho modelo permite reproducir los entornos donde se encuentran las estrellas de alta masa, las cuales se ubican en los centros del pozo de potencial de los cúmulos estelares. No obstante, esta simulación posee el problema que para recrear los tiempos de vida encontrados en estrellas de alta masa, como el cúmulo del Trapecio, se deben recrear condiciones iniciales extremadamente densas del medio, de aproximadamente 10 8 ­ 6 estrellas cm­3, cuando las densidades observadas son de 103 estrellas cm­3. Debido a ello, hasta el momento este modelo presenta algunos problemas para ser aceptado en su totalidad. 18
Figura 1.14: Modelo de Acreción para estrellas de alta masa. Imagen adaptada de a página web: http://physics.uwyo.edu/~chip/cluster_res.html. Figura 1.15: Modelo Colisional para estrellas de alta masa. Imagen extraída de la simulación de Bonnel, Bate & Vine (2003). 1.3. Objetos de masas subestelares o enanas marrones
Los objetos denominados Enanas Marrones están comprendidos dentro del rango de masa de entre 13 MJup2 y 80MJup. El límite inferior se corresponde con el límite de la quema del deuterio y el límite superior se corresponde con el límite de la quema de hidrógeno. Están definidos como “objeto de masa subestelar que flota libremente en el espacio y cuya masa no resulta suficiente para realizar la quema del hidrógeno de manera sostenida”. Tras varios años de búsqueda, en 1995 se realiza la confirmación de la detección de la primera enana marrón, llamada GLIESE 229B (Nakajima et al. 1995).
2
Las masas para los objetos subestelares se miden generalmente en masas de Júpiter, cuya sigla es M Jup. La
equivalencia entre masas de Júpiter y masas solares indica que: 1 MJup = 0,001 M⊙
19
En la Figura 1.16 se grafica log(T) vs log(t) (T es la temperatura central, en ºK, y t es el tiempo, en años); en donde es posible observar, en las diferentes curvas en línea de puntos y continua, la evolución de la temperatura central en función del tiempo para objetos de 0.012, 0.06, 0.07, 0.1 y 0.3 M⊙. Por otro lado, en líneas horizontales discontinuas se tiene la temperatura límite para la quema del deuterio (D), litio (Li) e hidrógeno (H), los cuales son respectivamente 0.5×106 ºK, 2.5×106 ºK y 3×106 ºK. Analizando el gráfico puede observarse que los objetos con una masa inferior a las 0.012 M⊙ no son capaces de realizar la quema del deuterio, mientras que para objetos con masas superiores si es posible realizar la quema del deuterio. Si se incrementa la masa yendo ahora a objetos de 0.06 M⊙ puede apreciarse que éstos no sólo pueden realizar la quema del deuterio, sino que también son capaces de realiza la quema de litio pero no de manera sostenida en el tiempo; en cambio para objetos con masas de aproximadamente 0.07 M⊙ además de estar capacitados para poder realizar la quema del deuterio y el litio, también pueden alcanzar la quema del hidrógeno pero no de manera sostenida en el tiempo. Finalmente, es posible observar que para objetos con masas superiores a las 0.07 M⊙, las mismas no sólo alcanzan a la quema del hidrógeno, sino que además pueden realizarla de manera sostenida en el tiempo.
Luego, teniendo en cuenta la equivalencia entre las masas solares y de Júpiter donde 1 M Jup = 0.001 M⊙, de la Figura 1.16 es posible distinguir tres clases de objetos. En primer lugar, los objetos de masas planetarias que poseen masas inferiores a las 12 MJup y que no son capaces de realizar la quema del deuterio de manera sostenida. En segundo lugar, los objetos de masas subestelares comprendidos en el rango de masa entre 13 y 70 MJup, donde en el límite inferior se encuentran los objetos que pueden realizar la quema del deuterio, y en el límite superior, los que logran alcanzar la quema del hidrógeno pero no de realizarla de manera sostenida en el tiempo. Finalmente, los objetos de masas estelares con masas superiores a las 70 MJup, donde la quema del hidrógeno sí se realiza de manera sostenida.
En cuanto a los espectros de las enanas marrones, algunas presentan líneas de litio. La presencia de este elemento en los espectros es indicador de dos propiedades diferentes. Por un lado, para los objetos de masas estelares, es un gran indicador de juventud, debido a que si bien en los interiores de las estrellas las temperaturas son superiores a la temperatura necesaria para la quema del litio (la cual es de ~ 2,5×106 K), las corrientes convectivas de estas atmósferas no han tenido el tiempo suficiente para poner en contacto todo el litio de la superficie de la estrella con los centros, para así proceder a la quema del mismo. Sin embargo, para los objeto de masas subestelares con M < 65 Mjup, independientemente de su edad, si bien sus atmósferas son completamente convectivas, no son capaces de realizar la quema de Litio de manera sostenida en sus núcleos, por lo que sus espectros poseen líneas de este elemento.
20
6
H ~ 3 x 10 K
6
Li ~ 2.5x10 K
2
6
D ( H) ~ 0.5x10 K
Figura 1.16: Evolución de la temperatura central (log T), en función del tiempo (log t), para objetos de 0.012, 0.06, 0.07, 0.1 y 0.3 M⊙. Las líneas horizontales de trazos largos representan la temperatura límite para realizar la quema de deuterio (D), la cual es de 0.5×106 K, litio (Li), que es de 2.5×106 K, e hidrógeno (H), que es de 3×106 K . La curva en trazos largos representa un objeto de 0.012 M⊙, la curva en trazos cortos representa a uno de 0.06 M ⊙, la curva de puntos a uno de 0.07 M⊙ y finalmente las curvas de línea continua a objetos de 0.1 M⊙ y 0.3 M⊙, respectivamente. Imagen extraída del trabajo de Chabrier & Baraffe (2000). 1.3.1. Modelos de formación de enanas marrones Para las Enanas Marrones se han elaborado tres modelos de formación, los cuales son los siguientes:
Modelo de embrión eyectado, el cual establece la formación de las enanas marrones en cúmulos estelares junto con otras estrellas de diversas masas, pero por medio de los movimientos internos de estos entornos, las mismas son expulsadas del sistema antes de adquirir suficiente masa para transformarse en estelares.
Figura 1.17: Modelo de Embrión Eyectado.
El modelo de acreción es similar al planteado para estrellas de baja masa que se explicó anteriormente. La formación sería en nubes moleculares, mediante un proceso de contracción 21
gravitatoria, y posterior formación de un disco y flujos bipolares asociados, pero escalado por la masa del objeto central.
Figura 1.18: Modelo de Acreción.
El modelo de formación en disco plantea la formación de estos objetos alrededor de estrellas, en el disco de los mismos, similar al de la formación de los planetas en el Sistemas Solar.
Figura 1.19: Modelo de Formación en Disco o Envoltura.
Observacionalmente, el segundo modelo, el de acreción, ha sido el más favorecido; por lo que se tiende a pensar que la formación de las enanas marrones se realizaría en nubes moleculares, mediante procesos de contracción gravitatoria y subsecuente formación del disco y flujos bipolares. No obstante, las hipótesis restantes podrían ser igualmente validas, por lo que por el momento no han sido descartadas.
1.4. Eventos FU Orionis Las estrellas de tipo FU Orionis son estrellas de Pre­secuencia Principal que experimentan un aumento de brillo óptico de hasta ∼ 6 magnitudes de forma repentina en un corto período de tiempo (desde un par de meses hasta un par de años), para luego decaer muy lentamente (∼ 100 años) a su brillo original. La causa de este estallido es una inestabilidad térmica intrínseca en el interior de los discos (Frank et al. 1992), que se cree que estaría relacionada íntimamente al fenómeno de acreción de material circunestelar de la protoestrella. La Figura 4.15 muestra esquemáticamente la tasa de masa acretada por una estrella, en función del tiempo, donde también están superpuestos sucesivos eventos FU Orionis que se dan a lo largo de su vida de Pre Secuencia Principal.
22
Figura 4.15: Este esquema muestra las variaciones en la tasa de acreción de masa por parte de una estrella en formación, en función del tiempo o de la edad. Notar la existencia de reiterados períodos de aumento en la tasa de acreción de masa, lo que corresponde con los eventos de tipo FU Orionis. Figura extraída de Hartmann (1998).
La primera detección de una estrella de este tipo fue en 1937, cuando se observó un incremento de brillo en el óptico de 6 magnitudes en la estrella FU Orionis. En los 60', las placas fotográficas revelaron evidencias de estructuras que rodeaban a la estrella, como ser nebulosa de reflexión. Posteriormente, se observaron otras dos estrellas (V1057 Cygni y V1515 Cygni) que presentaban características similares a la de FU Orionis, en cuanto a incrementos de brillo y curvas de luz. A su vez, estos tres objetos evidenciaban signos de juventud en sus espectros, a través de la presencia de líneas de litio, además de estar asociados a regiones de formación estelar. Por otro lado, también se observó que sus distribuciones espectrales de energía (SEDs) tenían excesos en la región infrarroja, atribuibles a la presencia de discos circunestelares. Es por ello que, a partir de aquí se comenzó a llamar a los objetos estelares jóvenes que presentaran variaciones fotométricas de varias magnitudes, estrellas de tipo FU Orionis o FUORs. La Figura 4.16 muestra las curvas de luz de las tres estrellas prototipos mencionadas anteriormente. Empleando una ''estadística'' muy cruda es posible estimar la cantidad de eventos de tipo FU Orionis que experimenta una estrella de baja masa en formación. Si consideramos una región del espacio de alrededor de 1Kpc, la tasa de formación estelar estándar indica que se forman 1 estrella cada 100 años (Miller & Scalo 1979). En la misma región del espacio se han detectado 5 eventos de tipo FU Orionis durante los últimos 50 años. Por lo cual, cada estrella nueva debe experimentar 10 eventos de tipo FU Orionis o estallidos, durante su etapa de Pre­Secuencia Principal, para conciliar el número de eventos presumiblemente detectados, con las estrellas nuevas que se forman en la región.
La tasa de acreción típica de las estrellas de clase II o de tipo T Tauri Clásicas es de 10 ­6 M⊙ años­1. Si consideramos que esta tasa se mantiene constante hasta la llegada a la Secuencia Principal (~ 10 7 años), entonces se puede inferir que durante ese tiempo la estrella ha acretado una masa de 0.1 M ⊙, desde el disco al objeto central. Sin embargo, durante los estallidos de tipo FU Orionis, la tasa de acreción se incremente a 10­4 M⊙ años­1 durante un intervalo de ~ 100 años. Si la estrella 23
experimenta 10 de estos episodios durante su vida de Pre Secuencia Principal, entonces la masa acretada debido a la suma de los eventos de tipo FU Orionis es ~ 0.1 M ⊙ (Rodón 2006). De esta manera la cantidad de masa acretada en los estallidos de tipo FU Orionis, es equivalente a la acretada en prácticamente toda su etapa de formación, a tasa constante.
Hasta el momento se conocen alrededor de 26 de estos objetos (Gramajo et al. 2013). De estos objetos, la mayoría no cuentan con el registro de su estallido, dado que, además de poseer una alta extinción en el óptico, muchos no cuenta con un monitoreo fotométrico sistemático. Sin embargo, presentan otras características secundarias que definen a la clase, que permiten clasificarlas como potenciales miembros de las FU Orionis. Entre éstas se puede mencionar: la variación del tipo espectral con la longitud de onda, la variación de ancho de la línea con la longitud de onda, líneas con perfiles de dos picos, líneas con perfiles de tipo P Cygni y excesos infrarrojos, todas ellas atribuibles a la presencia de un disco en rotación kepleriarna alrededor de la estrella central (ver, por ejemplo, Rodón 2006). Figura 4.16: Curvas de luz de las estrellas prototipo y, en particular, de la estrella FU Orionis que es la que le da el nombre a la clase. Es evidente el incremento en magnitudes (de hasta 6 mag.) en un tiempo muy corto, y el posterior decrecimiento. Figura extraída del trabajo de Kenyon (1999). 24
Capítulo 2
“Fujos bipolares moleculares y objetos Herbig – Haro”
2.1. Flujo bipolar molecular El estudio del fenómeno de eyección de material por parte de las estrellas en formación, comenzó en los 50' con los primeros descubrimientos por parte de Herbig (1951) y Haro (1952), donde observaron la presencia de pequeños objetos nebulares, los cuales presentaban abundantes líneas de emisión en sus espectros ópticos. Dichas líneas son el resultado de la interacción del viento estelar y la nube circundante. Inicialmente estos objetos fueron observados en el rango óptico del espectro, pero dado que es un fenómeno muy energético, ha sido posible observarlo en un amplio rango de longitudes de ondas, desde el ultravioleta hasta el radio. Observaciones realizadas con radio telescopios permitieron también detectar el efecto producido por las eyecciones de la estrella en formación en el medio circundante, pero en longitudes de onda de radio (Bachiller 1996). En esta región espectral se empeó el término de Flujo Bipolar Molecular para denominarlos. En la literatura se emplean términos como: Flujo Bipolar Molecular, Outflows, Objetos Herbig – Haro (HH) y Jets. Sin embargo, hoy se creen que todos están íntima y causalmente relacionados, por lo que serían parte del mismo fenómeno. La diferencia entre cada término radica básicamente en la región del espectro que ha sido observado. A continuación se procederá a describir cada uno de los objetos antes mencionados.
2.1.1. Outflows Los “Outflow” están formados por el material de la nube circundante que es arrastrado por un viento proveniente de las zonas polares de la estrella en formación, originando lóbulos simétricamente opuestos. Luego del descubrimiento por parte de Herbig y Haro, a través de los espectros de estos objetos, Osterbrok (1958) los asoció a vientos estelares, y más tarde, fueron reconocidos como el resultado de la interacción entre vientos a velocidades supersónicas y el material del ambiente (Schwartz 1975). El mismo, impacta con el material de la nube circunestelar formando lóbulos simétricamente opuestos, como puede verse en al Figura 2.1, dando origen a los llamados “outflows”. Estos objetos son observados en la región del milimétrico y submilimétrico del espectro. En los últimos 10 años, los interferómetros milimétricos han permitido la observación de flujos 25
moleculares con una alta resolución (~1 a 4''), mientras que la capacidad de observar mosaicos de varios campos adyacentes han permitido el mapeo de outflows completos en esas resoluciones. Tales observaciones interferométricas dan acceso a la estructura interna del gas que rodea a la estrellas y puede desenmarañar la morfología y la dinámica de los diferentes elementos que están presentes (condensación de la protoestrella, gas que cae y es eyectado). Figura 2.1: Mapa de CO (2→1) del objeto L 1157 integrado sobre intervalos de velocidad donde para el rango entre ­20 a 3 km s ­1 se tiene el gas que se aleja del observador (corrimiento al rojo o red shift) y para el rango entre 3 a 30 km s ­1 se tiene el gas que se acerca hacia el observador (corrimiento al azul o blue shift). Extraído del trabajo de Bachiller & Tafalla (1998).
Para clasificar los outflows se tiene en cuenta básicamente tres parámetros fundamentales que se detallan a continuación, y los cuales pueden observarse esquematizados en la Figura 2.2:
* Factor de colimación: Rcol = b/a (donde b = semieje mayor y a = semieje menor del outflow) * Ángulo de apertura:  = el ángulo entre el eje del outflow y la región más externa del lóbulo, y
* Escala Dinámica = l/v (donde l = extensión total del lóbulo y v = velocidad terminal del outflow).
26
Figura 2.2: Esquema de lóbulos de los outflows donde se encuentran delimitados los parámetros fundamentales que se utilizan para describirlos. Extraído y adaptado del trabajo de Snell et al. (1980).
El factor de colimación y el ángulo de apertura muchas veces se lo usa de manera indistinta. Por otro lado, la escala dinámica es muy importante determinarla, ya que permite establecer el tiempo durante el cual se ha estado sucediendo el evento de eyección de material, por parte de la protoestrella. Los outflows son observados en radio por medio de moléculas trazadoras como la del monóxido de carbono (CO), la cual es abundante, como así también es posible observar en al región milimétrica la presencia de otros isótopos (12CO, 13CO, C18O). Es habitual encontrarse con mapas de CO J=2­1, que son mapas de nivel de intensidad de la molécula trazadora de CO en transición rotacional 2­1. En la región infrarroja del espectro, se observa la presencia de otras moléculas trazadoras, como ser principalmente H2 y [Fe II] en el infrarrojo cercano. La línea más característica y fácilmente observable es la de 2.122 μm del H2, cuyo flujo es muchas veces comparable al de la línea de H para el mismo objeto. Las imágenes tomadas en filtros de banda angosta, correspondientes a cada elemento, permiten estudiar la distribución espacial de cada una dentro de las superficies de choque. Midiendo el H2 en 2.122 μm y el [Fe II] en 1.644 μm se logró determinar que el [Fe II] se ubica en el vértice del arco de choque, donde está la región de alta excitación y se miden las velocidades más altas, y el H2 se ubica en las alas del arco de choque, donde las velocidades medidas y el potencial de excitación son menores (ver las secciones 2.1.2.b y c para mayor detalle de la superficie de choque y las líneas de alto y bajo potencial de excitación).
La clasificación morfológica de los outflows se realiza en base al ángulo de apertura que presentan, donde pueden ser denominados como outflows “altamente” y “pobremente colimados”. Los outflows altamente colimados se corresponden con el movimiento de material a grandes 27
velocidades, de aproximadamente 100 km s­1 o más, debido a que están relacionados con las primeras etapas de evolución de las estrellas y dichos eventos son muy energéticos (ver Figura 2.3, izquierda). Básicamente están asociados a objetos de Clase 0. Es por ello que también, presentan tiempos dinámicos pequeños, de entre 102 y 103 años, y masa de los outflows de entre 0,01 M⊙ y decenas de masas solares. En cuanto a los tamaños, los outflows altamente colimados son muy poco extensos, con longitudes de aproximadamente entre 0.01 y 0.1 pc y factor de colimación Rcol > 10. Debido a estas características, es posible distinguirlos por su morfología alargada en forma de Jet, donde también es posible encontrar los denominados “Bullet” o “balas”, los cuales hacen referencia a componentes discretas, regularmente espaciadas, y bien definidas en el espacio y la velocidad (Bachiller et al. 1990). El tamaño típico de estos bullets es de ~ 0.01 pc y sus masas de unos pocos 10­4 M⊙, con tiempos dinámicos dentro de un rango de entre unos 102 a 103 años. Los outflows pobremente colimados o outflows clásicos (Bachiller 1996), por otro lado, representan el movimiento de material a velocidades menores, de aproximadamente entre 10 y 50 km s ­1, dado que los mismos están relacionados con etapas más evolucionadas de la formación de las estrellas, como ser objetos de Clase I y II. Dichas etapas son mucho menos energéticas (ver Figura 2.3, derecha). A raíz de esto, es que sus tiempo dinámicos son del orden de 10 3 ­ 10 5 años, y sus factores de colimación de entre Rcol = [1­5]. No obstante, dado que se corresponden con procesos que hacen un largo tiempo que están sucediendo, son objetos muy extensos, de entre 0,1 pc y 5 pc, y las correspondientes masas de los outflows son entre 0.01M⊙ a cientos de masas solares. La mejora en el poder de resolución que han sufrido los instrumentos a partir de los años 90' fueron los que posibilitaron la detección de las componentes extremadamente colimadas puesto que en los 80' sólo era posible observar componentes pobremente colimadas.
Figura 2.3: A la izquierda se tiene la imagen en radio del objeto HH 211 (Clase 0) que presenta un outflow altamente colimado, mientras que a la derecha se observa el mapa de CO J = 2 – 1 del objeto NGC 6334 (Clase I), el cual presenta un outflow pobremente colimado.
Por otro lado, Snell et al. (1984) estudiando las velocidades del material de los "outflows", por medio de los diagramas de posición – velocidad en la emisión de CO, encontraron que en ocasiones la velocidad terminal se incrementa cuasi­linealmente con la distancia a la fuente. Este comportamiento ha sido descripto como muy similar a la “Ley de Hubble” (Meyers – Rice & Lada 1991). Sin embargo, no significa necesariamente que el viento realmente se acelere a medida que éste se aleja de la fuente, sino que en realidad, se explica dicho comportamiento a través de la combinación de la conservación del momento y el decrecimiento de la densidad lejos de la fuente del outflow. Como resultado se obtiene que el material que sale eyectado de la estrella se encuentra 28
con un medio al cual le transfiere parte de su momento y por ende es desacelerado, pero a medida que se adentra más en el medio circunestelar, las densidades son cada vez menores, por lo que el efecto de transmisión de momento al medio es menor, y por ende la desaceleración es menor. 2.1.2. Objetos Herbig ­ Haro (HH) Los objetos Herbig – Haro u objetos HH, como también se los conoce, son objetos observados en la región visible del espectro y están definidos como objetos pequeños de apariencia nebular semiestelares, que tienden a presentarse en cadenas de “nudos” o “knots”, como puede verse a la derecha de la Figura 2.4. Como se mencionó inicialmente, éstos fueron observados inicialmente por Herbig y Haro, y es gracias al descubrimiento que ellos hicieron, que más tarde se decidió llamarlos precisamente objetos HH. En ocasiones, se los ha identificado individualmente como objetos HH a cada nudo de un jet, y en otras se ha determinado como objeto HH a toda la extensión del jet, identificando internamente a cada nudo con una letra mayúscula latina. Un ejemplo de ésto se observa en la Figura 2.4, donde puede apreciarse a la izquierda, los objetos HH 563, HH 564 y HH 565 que se encuentran en la nebulosa del Pelícano, y a la derecha, se tiene el jet de HH 110, donde se han podido clasificar y medir los movimientos propios de los nodos internos. Figura 2.4: Izquierda: Objetos HH 563, HH 564 y HH 565 en la región de la nebulosa del Pelícano. La imagen fue tomada en los filtros de banda angosta para Hα y el [S II]. Derecha: Jet del objeto HH 110 tomada en las bandas angostas de [S II] 6717 + 6731. Las imágenes fueron extraídas, respectivamente, de las siguientes páginas webs: http://www.noao.edu/image_gallery/html/im0849.html y http://www.iac.es/proyecto/objetoshh/HH110/indexhh110.html.
Un indicador de la presencia de estos objetos HH proviene de la línea de Hα, la cual es más intensa, y cuyo perfil es claramente asimétrico, por lo que las alas corridas hacia el azul de la línea parecen ser absorbidas en un especie de perfil P Cygni, sin ser un clásico perfil de este tipo (ver siguiente sección para mayor detalle del perfil P Cygni).
Los espectros de los objetos HH presentan un continuo muy bajo, prácticamente inexistente, donde 29
se destacan líneas, todas en emisión, del hidrógeno y líneas prohibidas de elementos como el [O I], [N II] y [S II]. La Figura 2.5 muestra el espectro del objeto HH 47, tomada del trabajo de Hartigan et al. (1999).
Figura 2.5: Espectros del frente de choque del objeto HH 47 A. Imagen extraída del trabajo de Hartigan et al. (1999).
2.1.2.a.Perfil P Cygni
La determinación de que los eventos de "outflows" en el material eyectado o vientos, provenientes de la estrella en formación, que se describió anteriormente, se realizó básicamente mediante el reconocimiento del perfil P Cygni de las líneas de emisión. Puede observarse el perfil P Cygni que aparece esquematizado en el panel (a) de la Figura 2.6, donde se presenta con una forma asimétrica con emisión corrida hacia el rojo y absorción corrida hacia el azul. La situación o el esquema que explica este tipo de perfil es ilustrado en el panel (b) de la misma figura, donde un viento estelar de simetría esférica expandiéndose a alta velocidad produce una línea ensanchada. La región 1 contribuye a la emisión en la línea de visión, tanto en emisión hacia al azul como hacia al rojo. La región 2 contribuirá a la emisión con mayor corrimiento hacia el rojo, pero es ocultada por el disco estelar. Por ultimo, el material en la región 3 absorbe la luz estelar, originando la absorción corrida hacia el azul, produciendo finalmente el perfil mostrado en la parte (a). Sin embargo, si se considera la situación de la parte (c) de la Figura 2.6, en donde la estrella está rodeada por un disco circunestelar a alguna inclinación respecto con la línea de la visual, en este caso, la región 2 de 30
ocultación es mucho mayor. Esto elimina la emisión del material corrido hacia el rojo en distinta medida, dependiendo del ángulo de inclinación del disco, llegando al caso extremo cuando el disco se encuentra en el plano del cielo, en donde toda la emisión hacia el rojo es eliminada y queda sólo la absorción hacia el azul, obteniendo el perfil esquematizado en la parte (d) de la Figura 2.6.
Figura 2.6: Esquema de un perfil P Cygni. Extraído del libro de Harmann (1998).
2.1.2.b.Superficie de trabajo
El material eyectado de la zona polar de la protoestrella, a velocidades en escalas supersónicas, comienza a interactuar con el medio circundante. Dicha interacción se realiza de manera sucesiva causando las características formas de arcos a los frentes de choque, como puede observarse en la Figura 2.7. Es posible discriminar dos tipos de superficies en la estructura del choque: el choque frontal y el choque trasero (Hartigan 1989). El primero, denominado “choque frontal” o “forward shock”, corresponde con el material que está siendo acelerado y que colisiona con el material circundante. Esta región frontal presenta una forma de flecha, donde el efecto del choque provoca la excitación colisional del material molecular y por ende un calentamiento del mismo. El segundo, denominado “choque trasero” o “reverse shock”, hace referencia a la región que está por detrás del choque frontal, donde el material se desacelera. Esta región es muchas veces denominada Disco de Match y se corresponde con una zona de enfriamiento, de donde se emiten las características líneas de recombinación del hidrógeno y líneas prohibidas de metales.
La acción más violenta ocurre en la “superficie de trabajo terminal”, que se corresponde con la eyección primigenia de la fuente al chocar con el material ambiente, y que es posible encontrarlas en los extremos de los jets. Su morfología presenta un ángulo de apertura mayor al de las superficies que están entre la fuente y éstas, las cuales son denominadas “superficies de trabajo internas”. Las velocidades medidas para estas regiones de choque muestran un gradiente, que sitúa en la región frontal o vértice del arco de choque, a las velocidades más altas, y en la zona de las alas, las velocidades más bajas. 31
Figura 2.7: Esquema de la superficie de choque terminal de los jets. Imagen extraída de la página web: http://www.eso.org/~tstanke/thesis/chap2_16.html.
Inicialmente, se elaboró la hipótesis de un frente estático, plano – paralelo, que viajaba por el medio, pero finalmente fue dejado de lado puesto que no permitía explicar la gran cantidad de líneas que se observaban en los espectros. Esta hipótesis sólo era capaz de reproducir líneas de alto o bajo potencial de excitación que coincidieran con la energía generada en la colisión para excitar a un sólo elemento, y no a varios. A raíz de este hecho, se pensó en un frente en forma de arco que presentara un gradiente de velocidades, el cual permite la excitación de varios elementos.
2.1.2.c.Potencial de excitación
Las diferentes regiones de enfriamiento y recombinación estratificadas que se producen en las superficies de trabajo generan sucesivas especies de bajo potencial de excitación a medida que crece la distancia con el frente de choque. Para clasificar la superficie de trabajo se miden las intensidades de determinadas líneas del espectro de estos objetos (Böhm 1956). Generalmente las líneas que se emplean son las del [S II] 6717,6731; [O III] 5007; H (6563) y H (4861) en la región óptica del espectro, donde los tres primeros presentan líneas de bajos potenciales de excitación, mientras que los últimos dos son de alto potencial de excitación (Raga et al. 1996). Dichas líneas se ubican respectivamente en las alas y el vértice del arco de choque descriptas anteriormente. Realizando el cociente entre líneas, es posible determinar si tales objetos son justamente de alto o bajo potencial de excitación.
 Si se tiene que tanto [S II]/H > 1 como [O III]/H > 1 => se clasifica a ese objeto HH como de alto potencial de excitación.
 Si se tiene que tanto [S II]/H < 1 como [O III]/H < 1 => se clasifica a ese objeto HH como de bajo potencial de excitación.
Para la región del infrarrojo del espectro se observan las líneas del H 2 en 2.122 μm y el [Fe II] en 1.644 μm, las cuales indican región de bajo y alto potencial de excitación, respectivamente. Un objeto con bajo potencial de excitación presentará líneas de emisión de H 2 muy intensas (Bachiller 1996). 32
2.1.3. Jets Al igual que los objetos HH, los Jets son también objetos observados en el rango óptico del espectro. Poseen ángulos de apertura pequeños, menores a 5º, y factores de colimación entre 5 y 100. Presentan una estructura de “knots” o “nudos” espaciados cuasi­regularmente lo que permite deducir que la eyección de material por parte de la fuente central no se realiza de manera continua, sino que son eventos esporádicos. Los períodos de eyección son de aproximadamente 100 años, tiempo que es similar al de los Eventos FU Orionis (Hartmann & Kenyon 1996) detectados en estrellas T Tauri, por lo que se cree que ambos fenómenos estarían relacionados de manera causal.
Figura 2.8: Composición de imágenes del objeto HH 111 tomada por el Telescopio Espacial Hubble, con el instrumento WFPC2 en el visible, en las bandas de H (verde) y [SII] (rojo), y en el infrarrojo con el instrumento NICMOS. Extraído de la página web de: http://apod.nasa.gov/apod/ap000321.html.
En la Figura 2.8 puede observarse el jet del objeto HH 111, donde puede apreciarse los “nudos” o “knots” a lo largo de su estructura, que se corresponden con las superficies de trabajo internas mencionadas en la sección 2.1.2.b; como así también la región del disco que está ocultando la protoestrella en la región central en el extremo izquierdo de la figura y que se presenta de un color rojizo. En el extremo derecho del jet, se aprecia la superficie de trabajo terminal en forma de arco, con la región frontal de choque y el disco de match (de color blanco) muy bien definidos.
2.1.4. Modelo unificado: outflows y jets La observación en un amplio rango de longitudes de ondas ha generado la hipótesis de que en realidad ambos procesos, tanto de jets como de flujos bipolares moleculares, pertenecen a un mismo fenómeno de eyección de material, por parte de una estrella en formación, y que dependiendo de la región del espectro en la cual se realizar la observación, será el material que está siendo observado. De aquí el hecho de las diferencias en las velocidades medidas, los procesos que se evidencian y los tamaños de los lóbulos que se observan.
En la Figura 2.9 se muestra, de manera esquemática, un gráfico del modelo unificado en el que se ve la componente correspondiente al jet, en la región central, y el contorno dibujado, que representa la región más externa que se corresponde con el outflow. Además, se referencia la ubicación aproximada de la fuente, junto con su disco de acreción y las hipotéticas columnas de campo 33
magnético, como así también las superficies de trabajo internas y terminal. Un ejemplo de este modelo unificado, en el que se han superpuesto imágenes tomadas en óptico y en radio, es el del caso del objeto HH 111 que puede observarse en la Figura 2.10. Es evidente nuevamente, cómo la región del jet se ubica en la zona central el lóbulo (imagen en escala de colores), donde se evidencian los nodos y las diferentes superficies de trabajo. Por otro lado, los mismos hacen suponer un movimiento de material a gran velocidad y eventos de choques muy energéticos, entre el material eyectado proveniente de la protoestrella y el material del medio circunestelar, que generan procesos que como resultado se ven plasmados en la abundantes líneas de emisión que aparecen en los espectros. El contorno verde se corresponde con una zona más periférica, donde es posible ubicar los outflows, correspondiente con un ángulo de apertura mayor al del jet y con una velocidad del material menor.
Figura 2.9: Objeto HH 47: Imagen compuesta tomada por el Hubble, donde puede distinguirse en rojo el [S II] y en verde el H. Es posible identificar en al imagen las diferentes superficies de trabajo y la superficie terminal que conforman los objetos HH o también denominados jets por corresponderse con movimiento de materia a altas velocidades. Imagen adaptada de presentación power point de Bally (2011), disponible en el página web: http://casa.colorado.edu/~bally/ASTR5740_F11/PowerPoint/
. 34
Figura 2.10: Sistema jet y outflow de HH 111. La escala de colores muestra la imagen tomada por el Telescopio Espacial Hubble del jet y la región de la fuente central. El contorno verde muestra los outflows, mapeados mediante la molécula de CO J = 1–0. La estrella en amarillo representa la posición de la fuente. Imagen tomada del paper de Christopher et al. (2007).
2.2. Análisis observacional de casos particulares En las secciones anteriores se han descripto las características de los flujos bipolares moleculares y sus términos asociados para permitir una mejor comprensión de ellos cuando son encontrados en la literatura. Se definió entonces que, hablar de flujos bipolares moleculares u "outflows" hace referencia básicamente a detecciones en radio en la región del milimétrico o submilimétrico del espectro (a través del trazador principal de la molécula del CO junto con sus isótopos), o infrarrojo (por medio del mapeo de la molécula de H2); mientras que hablar de objetos HH (Herbig ­ Haro) o jets hace referencia a observaciones en la región óptica del espectro. Por otro lado, cada término hace referencia a material moviéndose a velocidades cada vez más decrecientes, a medida que aumenta la distancia con respecto al eje de rotación de la protoestrella, respectivamente.
En esta sección se presentan casos particulares, de objetos ampliamente estudiados, con el fin de analizar jets en objetos de diferente masa. Se comenzará con un objeto de baja masa, continuando con los de alta masa. Finalmente se describirán dos objetos de masas subestelares, los cuales en los últimos años han tomado mayor trascendencia dado que los instrumentos con los que cuenta la Astronomía hoy en día han permitido detectarlos tanto de manera directa como indirecta gracias a las nuevas técnicas de detección. 2.2.1. HH 1­2 La nebulosa de Orión es una de las regiones más activa en cuanto a formación estelar dentro de la Vía Láctea, y se corresponde con una de las más cercanas al Sistema Solar, puesto que se encuentra 35
a unos 460 pc3. En la Figura 2.11 puede apreciarse una imagen de 2º×2º tomada por el Telescopio Espacial Hubble en los filtros de [S II] (rojo), Hα (verde) y [O III] (azul) de una parte de dicha nebulosa, donde se destaca la gran cantidad de objetos HH (letras en blanco), como así también, la de estrellas ya identificadas y catalogadas (letras en amarillo). De este campo se tendrá particular importancia para el análisis, los objetos HH 1/2 y, posteriormente en el capítulo 5, el objeto HH 34, que aparecen indicados en letras verdes en la parte inferior izquierda y superior derecha de la imagen, respectivamente. Figura 2.11: Complejo de la nebulosa de Orión A. Imagen tomada por el Telescopio Espacial Hubble de un campo de 2º×2º en las bandas de [S II] (rojo), H (verde) y [O III] (azul). Puede apreciarse en letras blancas, la cantidad de objetos HH identificados en este campo, y en letras amarillas estrellas ya formadas. Imagen tomada de la página: http://www.spacetelescope.org/images/heic1113c/.
3
La sigla “pc” se remite a la escala de distancia “Parsec” la cual equivale en años luz (AL) y Unidades
Astronómicas (UA) a: 1 pc = 3,2616 AL = 206.265 UA.
36
El HH 1 y 2 fueron especialmente seleccionados dado que son los primeros observados e identificados como objetos HH. En 1951, Herbig publica un trabajo en el que mediante la observación del espectro de un objeto de apariencia nebular, observa la presencia predominante de fuertes líneas de emisión sobre un continuo débil, particularmente líneas del hidrógeno, como así también de líneas prohibidas del [O I]λλ6300,6363, [O II]λ3727 y [S II]λλλλ4068,4076,6717,6731. Más tarde, Haro en 1952, nuevamente hace la detección y confirmación de este tipo de objetos, que presentaban en sus espectros, estas características particulares a cualquier otro objeto nebular. Finalmente, Ambartsumian en 1954 propone que estos tipos de objetos sean denominados “Objetos Herbig ­ Haro” o “Objetos HH”. Precisamente los objetos que observaron Herbig y Haro individualmente son el HH 1 y HH 2.
NGC 1999
V380 Orionis
HH 1
HH 2
Figura 2.12: Imagen de la nebulosa NGC 1999 donde puede apreciarse que en el centro de dicha nebulosa se encuentra la estrella V380 Orionis. Por delante de esta nebulosa puede observarse que están ubicados los objetos HH 1 y 2. Imagen tomada de la página: http://observatorio.info/2011/02/ngc­1999­sur­de­orion/.
Inicialmente se los pensaron como objetos que no estaban relacionados causalmente entre sí. Cohen y Schwats, en 1979, presentaron el espectro de la estrella CS, que aparece en el campo de la Figura 2.13, la cual mostraba características de una estrella CTTS, y la propusieron como fuente del objeto HH1/2. Sin embargo, Mundt & Hartmann en 1983 notaron que la misma no parecería tener vientos suficientemente energéticos para ser capaz de haber generado ambos jets, suponiendo que hubieran ocurrido evento de erupción en el pasado; además de presentarse una gran diferencia entre la distancia entre la aparente fuente y el HH 1, y la fuente y el HH 2, el cual se encuentra más alejado. Bally et al. (2002) encontraron que la estrella C­S en realidad es un sistema binario cercano. Finalmente, tras las sugerencias de Pravdo et al (1985) y la posterior confirmación, se determinó que la fuente excitante de ambos jets es la VLA 1, cuya imagen se observa en la Figura 2.13 en radio tomada precisamente por el Very Large Array Telescope (VLA). La misma se corresponde con un 37
objeto de Clase 0, altamente embebido aún en su nube madre, por lo que en la imagen óptica no puede ser detectado. Se ha determinado que la masa circunestelar es de aproximadamente 4 M⊙ (Reipurth et al 1993a), la inclinación del sistema con respecto al plano del cielo de 10º (Noriega Crespo et al 1991) y el rango de velocidades de los movimientos propios de entre 200 y 300 Km s­1.
Figura 2.13: Objeto HH 1 y HH 2 (tomadas en el visual por el telescopio Hubble), junto con la fuente VLA 1 (tomada en radio) y la estrella CS (en el extremo superior derecho). Imagen de HH 1­2 extraida y adaptada de la página: Estella C–S http://www.spacetelescope.org/images/opo9524c/. Imagen de la fuente VLA 1 tomada de la página: http://www.crya.unam.mx/~luisfr/indexold.html.
Si se realiza un acercamiento a la región de la fuente del objeto HH 1, puede llegar a apreciarse que recientemente ha comenzado a desarrollarse un nuevo objeto HH, denominado como HH 501 (ver Figura 2.14). Inicialmente se pensó que podría ser parte del mismo jet de HH 1, pero Reipurth et al. (2000) determinaron que es un flujo separado proveniente de una compañera cercana de VLA 1. Bally et al. (2002), a través de la medición de movimientos propios, determinaron también que la fuente de HH 501 es una compañera cercana de la VLA 1. Por otro lado, Bally et al. (2002) midieron un ángulo de redireccionamiento con respecto al eje del jet de HH 1, de aproximadamente 8º ± 2º, y una distancia proyectada del eje, de aproximadamente 500 UA. θ = 8˚
8˚
500 UA
HH 501
Figura 2.14: Imagen de la región más cercana de la fuente, del HH 1, donde se evidencia la reciente formación de un nuevo objeto HH denominado como el HH 501. La imagen fue extraída de una secuencia de imágenes tomada en las bandas de Hα (verde) y [S II] (rojo) por el Hubble Space Telescope en diferentes años (1994.6, 1995.6, 1996.6 y 1997.6). Imágen adaptada de la páguna web: http://www.reinervogel.net/index_e.html?/YSO/YSO_e.html.
Es habitual encontrarse en la literatura con el término de “Flujos HH Gigantes” el cual hace 38
referencia a objetos HH con una gran extensión, en escala de parsecs. La parte más alejada de dichos jests se corresponden con los primeros eventos de eyección que sucedieron en la estrella. Por ello, su identificación implica poder determinar el tiempo dinámico de los mismos, como así también la edad de la protoestrella. Oruga en 1995 determinó que el jet de HH1 y 2 observado en la Figura 2.13, que presenta una extensión de 0,34 pc, es en realidad la componente interna y brillante de un flujo en escala de parsecs que puede ser trazado desde el objeto HH 401 al HH 402, el cual tiene una extensión proyectada total de 5,9 pc, como puede observarse en la Figura 2.15. Todo esto evidencia que el eje del jet ha tenido un cambio en su dirección desde los inicios de formación de la protoestrella y los últimos años, con un ángulo de apertura de 3,5º. Se tienen básicamente dos hipótesis para explicar la precesión de los jet. Una de estas hipótesis es que la precesión está causada porque la fuente es parte de un sistema binario o múltiple y la otra es que es causada por un campo magnético externo. La primera hipótesis plantea que al pertenecer la fuente, a un sistema binario o múltiple, su cambio de posición por estar orbitando en torno a un centro de masa común al sistema, genera que las eyecciones presenten una variación en la dirección de emisión. La segunda hipótesis se basa en que un campo magnético externo al sistema envolvente – disco – jet – protoestrella es el encargado de torcer el eje del jet generando una apariencia en forma de “S”. Observacionalmente la primer hipótesis es la más aceptada. En particular, se ha comprobado que la fuente asociada a HH 1 y HH 2 es en realidad parte de un sistema múltiple, puesto que se ha determinado la presencia de una nueva fuente, denominada VLA 2. Esta se encuentra a 3'' al sur de VLA 1 y que excita los objetos HH 144/145 (Reipurth et al. 1993a, Rodríguez et al. 2000), la protoestrella HOPS 165 que dista del sistema HH 1/2 en 13'' (Fischer et al 2010) y una fuente, aún no determinada observacionalmente, del objeto HH 501. Figura 2.15: Imagen del campo completo del objeto HH 1/2 tomada en [SII]. Imagen extraída y adaptada del paper de Bally et al. (2002).
3,5˚
3,5˚
0,34 pc
5,9 pc
39
2.2.2. IRAS 20126+1404 El objeto IRAS 20126+4104 está ubicado en Cygnus X , que es la región de formación estelar más activa de la Galaxia, donde se están generando muchas estrellas masivas. Esta se encuentra a 1.4 Kpc de distancia, en la constelación del Cisne. La Figura 2.16 muestra una composición de imágenes tomadas con el Telescopio Espacial Spitzer del campo de Cygnus X en 3.6 m (azul), 4.5 m (azul verdoso), 8 m (verde) y 24 m (rojo), donde las regiones en rojo representan zonas de polvo frío, las regiones verdes representan polvo más caliente y las que están en amarillo, se corresponden con regiones de formación estelar.
Figura 2.16: Cignus X , en la región de la constelación del Cisne. Composición de imágenes tomadas en 3.6 m (azul), 4.5 m (azul verdoso), 8 m (verde) y 24 m (rojo). Extraído de la página web: http://www.nasa.gov/mission_pages/spitzer/multimedia/pia15253.html.
En particular, IRAS 20126+4104 está a una distancia de 1.7 pc y es una protoestrella de  7 M⊙ (Cesaroni et al. 2005), con una L = 10 4 L⊙ y tipo espectral T.E. = B0.5. Se ha estimado una extensión total de 1 pc (ver Figura 2.17) y un tiempo dinámico de 6×104 años. Posee una tasa de pérdida de masa de Ṁout ≅ 8×10­4 M⊙ años­1 con movimientos propios de aproximadamente 100 km s­1. 40
Figura 2.17: Imagen en banda K, en 2,2 m, del objeto IRAS 20126+4104. Imagen tomada del paper de Sridharan, Williams & Fuller (2005).
Los objetos masivos en formación tienen varios problemas para poder ser observados, debido a que su tiempos en Pre – Secuencia Principal son muy breves (ver sección 1.2). Además se encuentran muy embebidos o incrustados en su nube molecular y a distancias muy grandes, en escalas de Kpc. Adicionalmente, según la Función Inicial de Masa (IMF), son objetos relativamente escasos. Por lo tanto, la detección de los discos se realiza, en realidad, de manera indirecta, por medio de la detección de Masers. El término “Masers” significa “Microwave Amplification by Stimulated Emission of Radiation” (amplificación de microondas mediante emisión estimulada de radiación) y consiste en un proceso por el que un fotón, con la misma energía para realizar la transición de un electrón de un nivel a otro inmediato inferior, pasa por la cercanía de un átomo, estimulando la desexcitación y generando además la emisión de un fotón (ver Figura 2.18). Es necesario que se produzca la denominada inversión de población, es decir que haya algún mecanismo que haga que muchas moléculas estén en un nivel excitado. El resultado final es la emisión de 2 fotones de la misma energía y con la misma dirección. Cada uno de los fotones emitidos en la desexcitación puede estimular la emisión de otro fotón, produciéndose entonces una cascada que daría lugar a un haz de fotones monocromático y de gran intensidad. Figura 2.18: Proceso de emisión estimulada de radiación o Maser.
41
La determinación del disco de este objeto IRAS se realizó, precisamente, por medio de la medición de Masers de agua (Cesaroni et al. 1999), de HCO+, H2, SiO y CH3CN (Cesaroni et al. 2005; Shepherd et al. 2000; Sridharan et al. 2005), como puede observarse en la Figura 2.19. A través de la medida de gradientes de velocidades de dichos masers, perpendiculares al jet, y perfiles de temperaturas en función del radio, pudieron confirmar la existencia de un disco kepleriano. Por otro lado, se pudo determinar que el disco tendría un radio R ~ 5000 UA, con un radio interno de R interior ~1000 UA y una masa de Mdisco = [1 – 4] M⊙, al cual se le pudo estimar también, una tasa de masa acretada equivalente a 2 × 10­3 años­1 (Cesaroni et al. 2005).
Figura 2.19: Imagen de IRAS 20126+4104 en diferentes moléculas trazadoras: HCO + (1–0) y CH3CN (12–11). Figura tomada del trabajo de Cesaroni et al. (2007).
Con respecto al jet de IRAS 20126+4104, el mismo presenta una inclinación cercana al plano del cielo, i ≤ 9º, y un ángulo de apertura de ~ 35º que indica que este jet está precesando, como puede verse en la Figura 2.20 donde se muestra la característica forma en “S”. Cesaroni et al. (2005) 42
estimaron que el período de precesión es ~ 2 × 104 años, con lo que sumado al tiempo dinámico calculado de 6 × 104 años, se cree que el jet ha realizado 3 precesiones completas. Además, proponen que dicha precesión podría estar generada por una compañera binaria detectada por Shidharan et al. (2005), que está en línea con el disco, con una separación de ~ 1000 UA.
Figura 2.20: Imagen en H2 del jet asociado a IRAS 20126+4104, al cual se le ha sustraído la emisión del continuo adyacente. Las curvas en líneas continua y línea de puntos ajustan la posición de los nodos, correspondiente a velocidades corridas al azul y al rojo, respectivamente. El triángulo marca la posición de un nudo en H. Imagen extraída del trabajo de Cesaroni et al. (2005). 2.2.3.  Oph ISO 102
El objeto  Oph ISO 102 está ubicado en la nube oscura de  Ophiuchi, cerca de la constelación de Escorpión y Ofiuco, a 125 pc de distancia. Es una de las regiones de formación estelar más cercanas al Sistema Solar. Puede verse en la Figura 2.21 el campo de  Ophiuchi tomado por el Telescopio Espacial Spitzer en 3.6 m (azul), 8.0 m (verde) y 24.0 m (rojo), donde puede apreciarse en rojo, las estrellas jóvenes que están rodeadas por sus discos de polvo y envolvente, y en azul, las estrellas más evolucionadas que ya han dispersado su material natal. 43
Figura 2.21: Nebulosa oscura de  Ophiuchi. Imagen tomada por el Telescopio Espacial Spitzer con los instrumentos IRAC y MIPS, de un campo de 2.1º × 1º, en las longitudes de onda: 3.6 m (azul); 8.0 m (verde) y 24.0 m (rojo). Extraído de la página: http://www.spitzer.caltech.edu/images/1889­ssc2008­03a­Young­Stars­in­Their­Baby­Blanket­of­
Dust.
El objeto  Oph ISO 102 fue identificado inicialmente por Greene & Young en 1992 y denominado como [GY 92] 204 en su catálogo. Más tarde, Natta et al. (2004), a través de espectros ópticos, miden velocidades radiales y notan la presencia de perfiles asimétricos de las líneas de emisión, en particular de la línea de H, que es un indicador de la presencia de outflows y eventos de acreción. Whelan et al. (2005) logran describir la componente azul, ópticamente visible, y finalmente, Phan Bao et al. (2008) caracterizan las principales propiedades, confirmando la detección del primer flujo bipolar molecular en un objeto de masa subestelar.
Se ha estimado para esta fuente una masa de 60 M Jup, una luminosidad de 0.08 L⊙ y un tipo espectral equivalente a una M6. Por otro lado, Phan Bao et al. (2008) reproducen la SED que presenta este objeto. En la Figura 2.22 puede observarse la SED resultante, la cual se corresponde con un objeto de Clase II con grandes excesos en el infrarrojo correspondientes a un disco. El modelo empleado arrojó como resultado que la masa estimada del disco es aproximadamente 8 × 10 ­
3
M⊙, con un radio externo Rext ~ 80 UA, un radio interno igual al radio de sublimación, el cual equivale a 6,8 R⊙, una tasa de masa acretada ~10­9 M⊙ años­1 y una Teff = 2700 K. Los espectros en infrarrojo cercano han demostrado la presencia de silicatos cristalinos (polvo procesado): estatita (MgSiO3), en 9.3 m, y forterita (Mg2SiO4), en 11.3 m; lo que indica que  Oph ISO 102 estaría en una etapa de transición entre Clase II y Clase III, con lo cual estaría 44
llegando a su masa final.
Figura 2.22: Modelado de la SED de  Oph ISO 102. Los cuadrados de color representan datos en óptico e infrarrojo cercano extraídos de archivos de Vizier, flujos en infrarrojo de Natta et al. (2002) y medidas realizadas con Spitzer (IRAC, MIPS, IRS) en el trabajo de Phan Bao et al. (2008). Puede observarse en línea de puntos negra la contribución de la fotósfera de la estrella, en línea roja la distribución correspondiente al disco, en línea de puntos rosas la contribución de luz dispersada y en línea continua negra la SED correspondiente a la estrella+disco. Extraído del trabajo de Phan Bao et al. (2008).
En cuanto al jet, se ha determinado que posee una i = [63º y 66º], una extensión total de 1000 UA, una tasa de pérdida de masa de M out = [3.2 × 10 ­5 – 1.6 × 10­4] M⊙ años­1, y una velocidad máxima de Vmax =2.2 km s­1. La Figura 2.23 muestra una composición de imágenes tomada en infrarrojo cercano, en la banda J, y en la línea de emisión del CO (J = 2 – 1) para un rango de velocidades en la línea de la visual entre 3.8 y 7.7 km s­1.
La detección de los outflows en objetos de masas subestelares es muy difícil de determinar tanto en fotometría como en la espectroscopía, debido a que la extensión de los jets es muy pequeña. Esto se debe a que los procesos de eyección de material son mucho menos energéticos que en objetos de masas estelares. En consecuencia, con la capacidad de resolución que poseen los instrumentos actualmente y a las distancias a la que se encuentran, por más cercanos que éstos estén del Sistema Solar, no es posible distinguirlos con imágenes en el óptico. Por otro lado, en los espectros surge otro problema, y es que las líneas correspondientes a la estrella y a los nodos del jet aparecen solapados no siendo posible distinguir la componente corrida al azul o al rojo proveniente del jet. Whelan et al. (2005) utilizaron por primera vez un procedimiento para poder discriminar entre la intensidad de las líneas correspondientes a la estrella y las correspondiente al jet. Dicho procedimiento se denomina “Técnica de Espectro – Astrometría” (ver Figura 2.24) y gracias a ella se pudo confirmar por primera vez la presencia de un outflow proveniente de una enana marrón. La técnica consiste en tomar un espectro de ranura larga a lo largo de toda la extensión del jet, pasando también por al fuente central. Luego se intenta determinar la emisión proveniente de la estrella, mediante el ajuste de un perfil gaussiano de las líneas. Una vez determinado esto, es posible restarlo al espectro completo para así sustraer del mismo el flujo correspondiente a la estrella, dejando así sólo lo emitido por los nodos del jet, manteniendo inalterada la posición de las líneas. Como 45
resultado final, se obtiene la posición de las líneas correspondientes del jet y su intensidad.
Figura 2.23: Imagen de ρ Oph ISO 102, compuesta en la banda J (1.25 m), en infrarrojo cercano tomada del 2MASS (Two Mocron All Sky Survey) y la línea de emisión del CO (J = 2 – 1) para un rango de velocidades en la línea de la visual entre 3.8 y 7.7 km s ­1. El contorno azul y rojo representa respectivamente corrimiento en las líneas de emisión al azul (integrado en un rango de velocidades desde 3.8 a 5.9 km s ­1) y al rojo (integrado en un rango de velocidades desde 5.9 a 7.7 km s­1). La enana marrón es visible en la banda J. Extraído del paper de Phan Bao et al. (2008).
Figura 2.24: Técnica de Espectro – Astrometría implementada por primera vez por Whelan et al. (2005) para confirmar la presencia de un outflow en un objeto de masa subestelar como es una enana marrón, en particular de la  Oph ISO 102. Imagen extraída de trabajo de Whelan et al. (2005). 46
2.2.4. 2MASS 1207 2MASSWJ1207334­393254, o 2MASS1207A como se lo suele mencionar más comúnmente, fue identificado inicialmente por Gizi (2002) y Mohanty et al. (2003) como un objeto de masa subestelar, perteneciente a la asociación TW Hydrae (TWA), en la constelación de Hidra, que está a una distancia de 54.4 pc (Ducourant et al. 2008) y es un grupo joven, de aproximadamente 8 Myr de edad, donde se han encontrado estrellas en formación y docenas de enanas marrones. En 2003, Mohanty et al. determinaron, por medio de espectroscopía, que la línea de emisión de H presentaba un perfil asimétrico, característica típica que generan los vientos estelares, deformando las líneas y generando perfiles P Cygni. Por otro lado, para los objetos de masas subestelares se suele usar el ancho equivalente de la línea de H al 10%, H (10%), para discriminar si en ellos se está realizando algún tipo de proceso de acreción, y por ende, si es un objeto CTTS (Clase II) o WTTS (Clase III). Se considera que para H (10%) > 200 km s­1 es un fuerte acretor. Para 2MASS 1207 se midió que H (10%) ~ 320 km s­1, lo cual indica que es un objeto que se encuentra en una etapa de acreción.
Figura 2.25: SED modelada del objeto 2MASS 1207. Los triángulos y rombos de color azul se corresponden con datos extraídos de las imágenes de fotométricas en el óptico, infrarrojo cercano e infrarrojo medio del trabajo de Riaz & Gizis (2007), y en rojo se tiene los datos extraídos del espectro tomado con el Telescopio Spitzer/IRS. Las curvas de colores y líneas continuas y puenteadas están especificadas en el gráfico y se corresponden con los modelos que mejor ajustan los datos. Imagen extraída del trabajo de Riaz et al. (2012).
Se ha medido para la enana marrón una masa M = [24 ± 6] M Jup, T.E. = M8, Teff = 2550 K y dinámico = 8 Myr. Para inferir la tasa de masa acretada, Monhanty et al. (2005) utilizó la línea del Ca II 8662 y determinó que Ṁacc ≅ 10­11 M⊙ años­1. Por otro lado, se ha estimado que la tasa de pérdida de masa es Ṁout ≅ 10­11 M⊙ años­1. En la Figura 2.25 puede observarse la SED de 2MASS 1207, donde es posible observar que presenta excesos infrarrojos típicos de una protoestrella de Clase II.
47
Figura 2.26: Diagrama P­V (posición – velocidad) del continuo sustraido de la línea de [O I] 6300 de 2MASS 1207. Imagen extraída del trabajo de Whelan et al. (2007).
Chauvin et al. (2004), detectaron y confirmaron (Chauvin et al. 2005) la existencia de una compañera planetaria, la cual puede observarse en la Figura 2.27. Dicha compañera se la ha denominado 2MASS1207B y posee los siguientes parámetros: M = [5 ± 2] M Jup, T.E. ~ L5 – L9.5, Teff = [1250 ± 200] K y está separada de la componente principal en 778 mas 4 = 55 UA. Si comparamos con la dimensión que tiene el Sistema Solar, la distancia a la que está la compañera planetaria sería equivalente a la distancia que hay entre el Sol y el Cinturón de Kuiper.
Figura 2.27: Imagen tomada con el Telescopio VLT de la ESO en las bandas H (azul), K s (verde), y L' (rojo), de la Enana Marrón 2MASSWJ1207334­393254 y su compañera de masa planetaria (Chauvin et al. 2004). Imagen extraída de la página: http://www.eso.org/public/news/eso0428/.
4
La sigla “mas” es una unidad de longitud angular que significa “milliarcsec” o “mili segundos de arco”.
48
2.2.5. Comparaciones Los objetos que acaban de ser descriptos, presentan diferentes características y rangos, entre si. La Tabla 2.1 sintetiza y compara las principales propiedades de cada uno de ellos.
Tabla 2.1: Propiedades de Jets/Outflows de objetos de diferentes masas
Parámetros
IRAS 20126+4104
HH 1-2
HH 34
ISO-Oph 102
2MASSW J1207334-393254
D [pc]
T.E.
M [M⊙]
L [L⊙]
1700
B0.5
7
104
414
417
0,5
45
125
M6
0,06
8 x 10-2
54,4
M8
0,024
Ṁout [M⊙ yr-1]
2x10-3
107
1,4 x 10-9
10-11
Mcirc [M⊙]
4 (disco)
4
0,2 (disco)
8x10-3 (disco)
l [pc]
τdin [años]
1
5,9
3
0,005
6x10
Fase Evol.
Clase II
10
4
8x106
4
Clase 0
Clase I
Clase II - III
Clase II
Nota: Los parámetros que se detallan son los siguientes: D es la distancia a la fuente, T.E. es el Tipo Espectral, M la masa, L la luminosidad, Ṁout es la tasa de pérdida de masa, M circ es la masa circunestelar, ya sea de la masa de la envolvente más la del disco o la masa del disco (que aparecerá especificada entre paréntesis), l es la extensión total del jet, τdin es el tiempo dinámico y finalmente la fase evolutiva.
La Tabla 2.2 resume las principales propiedades de los jets/outflows, en rangos de valores genéricos, para objetos de alta y baja masa, y objetos de masas subestelares.
Tabla 2.2: Propiedades Generales de los Outflows para cada ango de masa
Parámetros
Alta Masa
Intermedia y Baja Masa
Subestelar
O, B, A
F, G, K
M, L, T
M [M⊙]
> 10
0,013 – 10
0,013 – 0,0 8
L [L ⊙]
>103
~ [1 – 102]
~ [10-1 – 10-5]
D [pc]
> 1 Kpc
~ [500 – 400]
~ 150
~ [10 – 5x103]
100 – 1
1 – 10-2
10-5 – 10-2
10-7 – 10-5
10-9 – 10-11
 [km s­1]
~ 500
~ 300
~5
τdin [años]
10 – 10
lT [pc]
~ [1 – 6]
~1 – 6
~ 10-3
~ 40º
~ [1º – 10º]
~ [1º – 10º]
T.E.
Mcirc [M⊙]
Ṁout [M⊙ yr-1]
θ
4
5
10 – 10
6
7
~ 106
Nota: Los parámetros que se detallan son los siguientes: T.E. es el Tipo Espectral, M la masa, L la luminosidad, D es la distancia, Mcirc es la masa circunestelar, Ṁout es la tasa de pérdida de masa,  es el movimiento propio, τdin es el tiempo dinámico, lT es la extensión total del jet, y  es el ángulo de apertura del jet.
49
La Tabla 2.2 presenta valores similares a los expuestos en el trabajo de Shepherd (2003), donde es posible ver cómo las categorías están diferenciadas básicamente por rangos de masa, equivalentes a los que se definieron en las secciones 1.1, 1.2 y 1.3. Es posible dividir los parámetros en dos grupos: uno, son los correspondientes a la estrella y el sistema envolvente + disco + protoestrella, donde podemos encontrar el tipo espectral (T.E.), la masa (M), la luminosidad (L), la distancia (D) y la masa circunestelar (Mcirc); y el otro, es el correspondiente al outflow, donde puede encontrarse la tasa de pérdida de masa (Ṁout), los movimientos propios (μ), el tiempo dinámico (τdin), la extensión total del outflow (lT) y el ángulo de apertura (θ).
Del primer grupo, es evidente ver que los objetos masivos se encuentran a grandes distancias, en escala de parsecs, mientras que los de masas subestelares pueden encontrarse a distancias menores y más cercanas al Sistema Solar. Esto es debido a que las enanas marrones son objetos poco luminosos y los instrumentos con los que se cuenta actualmente no poseen tan altas resoluciones y sensibilidad para poder observarlas a distancias mayores. La luminosidad es un orden, o más, mayor en estrellas de alta masa en comparación con las de baja masa, y las de masas subestelares son 6 ordenes menores que las segundas. La Mcirc, por otro lado, es aproximadamente cinco órdenes mayores en las estrellas de alta masa, que en las de masas subestelares.
Si se observa ahora el segundo grupo (el correspondiente al outflow), puede notarse cómo la tasa de pérdida de masa es muy pequeña, en general, y proporcional a la masa del objeto, en el sentido que para estrellas de más de 10 M⊙ presentan una pérdida de 10­5 M⊙ años­1, mientras que para estrellas de 0,08 M⊙ es de 10­9 M⊙ años­1. Los movimientos propios, son crecientes con el aumento de la masa de la estrella, dado que los eventos generados en las estrellas de alta masa, son mucho más energéticos y, por ende, pueden desplazar más material a mayores velocidades. Con respecto al tiempo dinámico, sucede lo contrario a lo observado en todos los parámetros anteriores, puesto que el mismo es decreciente con el aumento de la masa de la fuente central. La extensión total del jet no presenta diferencias entre estrellas de alta y baja masa, ambos son generalmente en escala de parsecs. Por otra parte, los objetos de masas subestelares presentan extensiones de aproximadamente tres órdenes menos, dadas las características antes mencionadas. Finalmente, los ángulos de apertura del las estrellas masivas tienden a ser mayor que el de objetos menos masivos. En conclusión, en la Tabla 2.2, como así también a lo largo de todo este capítulo, fue posible ver cómo los parámetros descriptos están íntimamente relacionados con las características de la fuente central, generadora de los eventos de eyección. Por otro lado, es posible ver la correlación entre los procesos, ampliamente estudiados, en objetos de baja masa y los que ocurren en objetos ya sea de gran masa, como de escalas subestelares. 50
Capítulo 3
“La protoestrella IRAS 04248+2612 y el objeto HH 31”
3.1. IRAS 04248+2612 El objetivo del presente trabajo es el estudio de la fuente IRAS042248+2612 y su jet asociado HH 31. Por este motivo, en este capítulo se presenta una recopilación de lo publicado hasta el momento sobre la fuente y el jet mencionados.
3.1.1. Nube molecular de Taurus La fuente IRAS 04248+2612 se encuentra en la nube molecular de Taurus – Auriga, que es una región de formación estelar ubicada a una distancia de 140 pc (Kenyon et al. 1994) en la constelación de Taurus. La misma cubre un área de aproximadamente 100 grados cuadrados y posee una extinción óptica relativamente baja (Av promedio de alrededor de 3­5 mag, ver, por ejemplo, Padoan et al. 2002, Lombardi et al. 2010, Pineda et al. 2010), por lo que se ve favorecida para el estudio de los procesos de formación estelar tanto en el óptico como en el infrarrojo cercano. La Figura 3.1 muestra la ubicación de la región de Taurus­Auriga (rectángulo en rojo), junto con otras regiones colindantes como la de Geminis, Orión y Perseo. Esta imagen, centrada en 2.122 μm, fue extraída del Catálogo de Objetos con líneas de Emisión Molecular de Hidrógeno en Flujos Bipolares Moleculares y Estrellas Jóvenes (MHOs), de Davis et al. (2010).
La nube oscura de Taurus­Auriga no presenta estrellas luminosas tipo O­B, y contiene una gran cantidad de gas neutro, principalmente hidrógeno en estado molecular, con una masa de 3­4 × 104 M⊙. Diversos mapeos en la región, llevados a cabo con distintos trazadores tales como: 12C16O, 13 16
C O, 12CO, 13CO y OH, han mostrado la presencia de estructuras en forma de filamentos que también son visibles en mapas ópticos e infrarrojos de la extinción en la región. La Figura 3.2, tomada del trabajo de Pineda et al. (2010), muestra mapas en CO (panel superior) y en A v (panel inferior) de la región de Taurus­Auriga donde claramente se puede apreciar la correspondencia entre los filamentos detectados en CO y en AV.
51
Taurus - Auriga
Figura 3.1: Mapa de la región de Orión, Taurus, Geminis, Perseus y Auriga, tomada en H2, centrada en la longitud de onda de 2.122 m. Puede observarse la región de Taurus – Auriga dentro del rectángulo rojo, la misma es la que aparece en al Figura 2.2. Imagen extraída del Catalogue of Molecular Hydrogen Emission­Line Objects (MHOs) in Outflows from Young Stars (Catálogo de Objetos con Líneas de Emisión Molecular de Hidrógeno en Flujos Bipolares Moleculares y Estrellas Jóvenes) disponible en la página web: http://www.astro.ljmu.ac.uk/MHCat/. 52
Figura 3.2: Mapa de densidad columnar en CO (panel superior) y de la extinción visual A v (panel inferior), de la nube molecular de Taurus­Auriga. La escala de grises en ambos paneles corresponde a la raíz cuadrada de la densidad columnar. La resolución angular de los datos es de 40’’ para el panel superior y de 200’’ para el inferior. Imagen extraída del trabajo de Pineda et al. (2010).
3.1.2. Barnard 217 Dentro del complejo molecular de Taurus yacen diversas nubes oscuras identificadas y catalogadas por Barnard (1919;1927) y Lynds (1962). Una de estas nubes es Barnard 217 (B217), la cual puede observarse en la Figura 3.3, obtenida del trabajo de Lombardi et al. (2010), donde muestra su posición dentro del complejo de Taurus. Esta figura también muestra la localización de otras nubes oscuras: Taurus, California y Perseus. La fuente IRAS 04248+2612 se encuentra embebida o incrustada en B217 (Kenyon et al. 2008). La Tabla 3.1 indica las coordenadas de B217 y de IRAS 04248+2612.
53
Figura 3.3: Mapa de extinción en el infrarrojo cercano de la región de los complejos de Taurus, California y Perseus. Se indican la posición de algunas de las nubes oscuras de los catálogos de Barnard (1919; 1927) y Lynds (1962); en particular, de la B217. Imagen extraída del trabajo de Lombardi et al. (2010).
Tabla 3.1: Coordenadas de B217 y IRAS 04248+2612
Objeto
R.A (J2000)
Dec (J2000)
B217
04:27:46.5
26:17:52
IRAS 04248+2612
04:27:57.7
26:19:19
Nota: La ascensión recta (R.A.) está dada en horas, minutos y segundos, y la declinación (Dec) en grados, minutos y segundos de arco.
3.1.3. IRAS 04248+2612 En la Figura 3.4 se presenta una imagen tomada del DSS­2 (Digitized Sky Surveys), en la placa infrarroja, de un campo de 600 segundos de arco. La misma muestra la ubicación de la nebulosa de reflexión de IRAS 04248+2612 (objeto central en forma de coma). Esta se encuentra en el borde de la nebulosa oscura B217 antes mencionada, que se hace evidente en la imagen ante la ausencia de estrellas de campo, permitiendo identificar el perfil de la misma. En el extremo inferior izquierdo de la imagen es posible observar la presencia de estrellas de campo, dado que las mismas yacen fuera del borde de B217.
54
Figura 3.4: Ubicación de IRAS 04248+2612 en B217. Placa infrarroja tomada por el DSS–2, de un campo de 600 segundos de arco. La imagen fue extraída de la base de batos de la NASA/IPAC Infrared Science Archive (IRSA), disponible en la página web: http://irsa.ipac.caltech.edu/applications/FinderChart/.
Por otro lado, en la Figura 3.5 se muestran, a la izquierda una imagen tomada por 2MASS (Two Micron All Sky Survey), en la banda Ks (2.17 μm), y a la derecha, una imagen tomada por WISE (Wide­field Infrared Survey Explorer), en 3.4 μm; ambas de un campo de 300 segundos de arco. Dichas imágenes muestran la nebulosa de reflexión asociada a IRAS 04248+2612.
Figura 3.5: Nebulosa de reflexión asociada con IRAS 04248+2612. La imagen de la izquierda fue tomada por 2MASS, en la banda Ks (2.17 μm), y la de la derecha por WISE, en 3.4 μm; ambas muestran un campo de 300 segundos de arco. Las imágenes fueron extraídas de la base de batos de la NASA/IPAC Infrared Science Archive (IRSA), disponible en la página web: http://irsa.ipac.caltech.edu/applications/FinderChart/.
3.1.4. Imágenes NICMOS de IRAS 04248+2612 El trabajo de Padgett et al. (1999) presenta imágenes en el infrarrojo cercano de IRAS 04248+2612, tomadas con el Telescopio Espacial Hubble, utilizando el instrumento NICMOS. La Figura 3.6 muestra una combinación de tales imágenes de IRAS 04248+2612, en 1.1 μm (azul), 1.6 μm (verde) y 2.05 μm (rojo). 55
Figura 3.6: IRAS 04248+2612: Combinación de imagen tomada con el instrumento NICMOS (Near­Infrared Camera and Multi­Object Spectrometer) del Telecsopio Espacial Hubble, en filtros centrados en las longitudes de onda de 1.1 m (azul), 1.6 m (verde) y 2.05 m (rojo). Es posible observar las dos componentes descubiertas por Padgett et al. (1999). Imagen adaptada de la página web: http://www.spacetelescope.org/images/opo9905p/.
3.1.4.a Nebulosa
En el trabajo de Padgett et al. (1999) mostraron que IRAS 04248+2612 posee una nebulosa de reflexión con estructura bipolar, orientada desde nor­oeste a sur­este (ver Figura 3.6), con una extensión total de al menos 10'' (~ 1400 UA). El lóbulo que se encuentra al Sur se extiende alrededor de 420 UA desde la fuente central; mientras que el lóbulo que se encuentra al norte también presenta una estructura brillante y parece ser simétrico con el del Sur. No obstante, éste parece terminar, o ser interrumpido, a aproximadamente 150 UA al norte de la fuente central.
3.1.4.b Disco
La nebulosa de reflexión asociada con IRAS 04248+2612, descripta anteriormente, se encuentra ubicada perpendicular a una silueta oscura correspondiente con una línea de polvo. Dicha banda de absorción, que puede observarse en la Figura 3.6, estaría producida por un disco circunestelar ópticamente grueso que está siendo visto en contraste con la nebulosa de reflexión. Padgett et al. (1999) midieron para esa línea de polvo (disco), un radio de aproximadamente 600 UA y un grosor, de entre 126 – 220 UA. El ángulo de posición del eje de la nebulosa se estimó en aproximadamente 82º, catalogándolo por lo tanto, como un disco de canto al plano del cielo, de unos pocos grados de inclinación.
56
3.1.4.c Binaridad
Padgett et al. (1999), además determinaron que la fuente era un sistema doble, con una separación proyectada de 0.16'' (~ 25 UA). Por otro lado, detectaron que si bien ambas componentes presentan brillos similares, la componente A, que se encuentra ubicada al Este del sistema en la Figura 3.6, aparece ligeramente más enrojecida que su compañera. Más tarde, Duchêne et al. (2004) descubrieron, mediante observaciones en banda K, una tercera componente que dista del par AB en 4.55'' y con un ángulo de posición de 15º. Adicionalmente, en el trabajo de Kenyon et al. (2008) se menciona otra posible compañera, identificada por el catálogo de 2MASS, la cual posee una magnitud K = 12.8 y una separación de 2.6''.
3.1.5. Observaciones en el submilimétrico Young et al. (2003) observaron la fuente IRAS 04248+2612 en 850 μm y 450 μm (ver Figura 3.7). Estas observaciones permitieron determinar la masa de la envolvente, Menv = 0.14 M⊙ y el radio de la misma o de caída libre rcaída = 10000 UA. Figura 3.7: Mapa de emisión en 850 y 450 m. Los contorno se incrementan en intervalos de 1 . Sin embargo, algunos presentan contornos que se incrementan el 10% del pico (en 2) en 850 m y el 20% (3) en 450 m. Imagen adaptada del trabajo de Young et al. (2003).
3.1.6. Espectros en el infrarrojo cercano y óptico Ishii, Tamura & Itoh (2004) tomaron un espectro en la banda K de IRAS 04248+2612 orientando la ranura como muestra en el panel de la izquierda de la Figura 3.8. A la derecha esta figura se presenta por separado el espectro obtenido en el pico de emisión de la banda K, correspondiente a la fuente central (arriba) y el espectro de la nebulosa sur (abajo). En dicho espectro fue posible encontrar líneas de emisión de Br y H2 v = 1–0 S(1), y líneas de absorción débiles de Na I, Ca I, Mg I y CO, característica de los objetos de Clase I que están afectados por el fuerte velado (continuo) de las líneas, provenientes de la fotósfera de la protoestrella. En particular, la línea de H2 v = 1–0 S(1) es más fuerte en la nebulosa que en el espectro de la fuente central (ver Figura 3.8 derecha), motivo por el cual estos autores supusieron que tal emisión de H2 se originaría en una zona 57
de choque vecina a la protoestrella. Figura 3.8: IRAS 04248+2612. Izquierda: Imagen en banda K de un campo de 45 segundos de arco cuadrados, tomada por Tamura et al. (2004), donde se muestra la posición esquemática de la ranura. El rectángulo sólido negro indica la apertura del espectro extraído. Derecha: Espectro en el rango de 2 – 2.45 m, donde la línea discontinua y de punto y raya representa la distribución espectral del continuo obtenida de la fotometría de banda ancha de Kenyon et al. (1993b) y Park & Kenyon et al. (2002). Ambas imágenes fueron extraídas del trabajo de Ishii et al. (2004). Ishii et al. (2004) estimaron para IRAS 04248+2612 una temperatura efectiva entre 3200 < T eff < 3750 K. Para tal rango de temperaturas, se determinó un rango de tipo espectral de entre M0.5 – M45. Con respecto a la luminosidad, ellos calcularon una luminosidad total (integrando desde ~ 1 – 1000 m) de aproximadamente 0.35 L⊙, y una luminosidad de la estrella dentro de un rango de entre 0.028 L⊙ y 0.039 L⊙. Sin embargo, llegan a la conclusión que la luminosidad de la estrella, derivadas de la espectroscopía en la banda K, podrían estar subestimadas, debido a la gran cantidad de radiación dispersada. Connelley & Greene (2010) utilizaron el espectrógrafo del telescopio NASA IRTF (Infrared Telescope Facility), dentro de un rango de longitudes de onda de entre 0.80 m a 2.43 m para determinar los parámetros que se detallan a continuación de la fuente IRAS 04248+2612: índice espectral,  = 0.52; velado, rk = 0.00; T.E. = [M0 – M4] y Teff ≈ [3100 – 3800] K. Según las trayectorias evolutivas del modelo presentado por Baraffe et al. (1998), objetos dentro del rango espectral indicado, con edades de 1Myr, poseen masas de ~ 0.3 M ⊙ a 1M⊙. Además, encontraron en el espectro una particular forma triangular que puede ser observada en la Figura 3.9, como así también líneas de emisión del HeI (1.083 m), Pa  (1.282 m), H2 (2.122 m) y Br  (2.166 m), los cuales son indicadores de acreción de masa (ver, Dupree et al. 1992; Beck et al. 2008 y Muzerolle el al. 1998) y de absorción del CO (2.293 m). 5
Cabe aclarar que para la determinación del tipo espectral se asumió una fuente simple, en vez de un sistema binario
como descubrieron Padget et al. (1999), ya que se supone que la compañera tiene un efecto pequeño en la
estimación del tipo espectral.
58
Figura 3.9: Espectro de IRAS 04248+2612 tomada en el rango de longitudes de onda de entre 0.80 – 2.43 m. Imagen adaptada del trabajo de Connelley & Greene (2010).
White & Hillenbrand (2004) tomaron espectros ópticos dentro del rango de 6330 – 8750 Å. En las Figuras 3.10 puede observarse algunas de las líneas identificadas de emisión permitidas y prohibidas. Por medio de dichos espectros, lograron realizar las siguientes estimaciones: AV = 7.02 mag; Tbol = 334 K (sistema binario); Lbol = 0.36 L⊙. La medida del ancho equivalente de la línea de H 10% arrojó un valor de 410 km s­1, lo que indica, como ya se describió anteriormente en la sección 2.2.3., que IRAS 04248+2612 es un fuerte acretor. Luego, los valores de los parámetros fundamentales de la estrella que pudieron ser calculados son los que se detallan a continuación:  (índica espectral) = 0.47; Teff = 2845 K; L✳ = 0.27 L⊙; Menv = 0.25 M⊙ y Ṁacc = 1.07 × 10 ­9 M⊙ años­
1
. Por otro lado, utilizando la relación masa – temperatura definida por Siess et al. (2000) en base a una isócrona de 1 Myr, se obtuvo una masa estelar M = 0.07 M⊙. A dicha masa, se la asoció con un T.E. = M5.5 ± 1. La baja masa calculada para este objeto de Clase I, ha hecho suponer a White & Hillenbrand (2004) que se trataría de una enana marrón, que se ha formado de un núcleo de baja masa por medio de contracción gravitatoria, como lo sugieren los modelos de acreción descriptos en el capítulo anterior; y no de una estrella de baja masa, que dado su temprana etapa evolutiva, no ha tenido el tiempo suficiente para acretar la mayoría de su masa final. Figura 2.10: Líneas extraídas del espectro de IRAS 04248+2612 de H 6563, CaII 8498, [OI] 6364, [NII] 6583 y [SII] 6731. Todos los espectros están nomalizados a la unidad en el continuo. Imágenes adaptadas del trabajo de White & Hillenbrand (2004).
3.1.7. Modelo de la distribución espectral de energía (SED) En el trabajo de Gramajo et al. (2010) se tomaron los flujos disponibles en la literatura en un amplio rango de longitudes de onda, que van desde el infrarrojo al submilimétrico, para construir la SED de IRAS 04248+2612. Tanto para el modelado de la la SED y como la construcción de las imágenes NICMOS de esta fuente fueron utilizadas las grillas de Robitaille et al. (2006) y el Código de 59
Whitney et al. (2003a; b)6, respectivamente. Estos autores determinaron una amplia gama de parámetros fundamentales correspondientes a la protoestrella, la envolvente y el disco. Dichos parámetros son, en general, bastante similares a los medidos o modelados por otros trabajos previos y han sido reunidos en la Tabla 4.
Tabla 3.2: Modelo resultante para IRAS 04248+2612 del trabajo de Gramajo et al. (2010) Parámetros
M✳ (M⊙)
Gramajo et al. (2010)
0,07
R✳ (R⊙)
0,09
T✳ (K)
2845
Menv (M⊙)
0,1
Ṁ (M⊙ yr­1)
4.4 x 10­6
Rmax (UA)
9000
Mdisco (M⊙)
0.01
RC (UA)
60.0
Rmin (R)
3,7
Ṁdisco (M⊙ yr )
­1
1.0 x 10­8
A
B
 (º)
i (º)
Ltot (L⊙) 2,280
1,280
16
65
c (g cm­3)
1 x 10­22 – 8 x 10­20
amb (M /M⊙ g cm­3)
[1.67 – 6.68] x 10­22
1,05
Nota: Los parámetros de la tabla pueden dividirse en tres grupos principalmente: los parámetros de la fuente central: M✳ es la masa estelar, R✳ el radio de la estrella, T ✳ temperatura de la estrella; los parámetros de la envoltura: Menv masa de la envoltura, Ṁ tasa de acreción de la envolvente, R max radio externo de la envolvente, c densidad de la cavidad,  ángulo de apertura de la cavidad; y finalmente los parámetros del disco: Mdisco masa del disco, Rc y Rmin radio externo e interno del disco, respectivamente, Ṁdisco tasa de acreción de masa del disco, A exponente de la densidad radial del disco y B exponente de altura del disco. Además se supuso una metalicidad similar a la solar, una edad de 105 años y se adoptaron rangos típicos para la densidades de la cavidad y del ambiente como en la tabla se describen. El ángulo de inclinación con respecto a la línea de la visual es el parámetro i. Los parámetros detallados en la Tabla 3.2 son los que mejor ajustan la SED y las imágenes NICMOS. La Figura 3.11 muestra en el panel superior a la izquierda la imagen de IRAS 04248+2612 tomada con el instrumento NICMOS del Telescopio Espacial Hubble, y a la derecha la distribución espectral con datos observacionales. Por otro lado, en el panel inferior se observa a la derecha, en línea continua negra, la distribución espectral modelada, y en línea de puntos, la 6
Las grillas de Robitaille y el código de Whitney están disponible en la siguiente página web:
http://caravan.astro.wisc.edu/protostars/.
60
fotósfera estelar (se empleó el modelo de Kurucz); mientras tanto a la izquierda del panel se muestra la imagen resultante del modelados.
Figura 3.11: SED de IRAS 04248+2612. Panel superior izquierdo: Iimagen tomada por NICMOS con el Telescopio Espacial Hubble. Panel superior derecho: Muestra la SED construida con flujos obtenidos de la literatura. Panel inferior izquierdo: Imagen resultante del modelado de la imagen. Panel inferior derecho: SED donde la curva en línea de puntos indica la fotósfera estelar (se empleó el modelo de Kurucz) y la línea negra continua muestra la SED modelada resultante. Figura adaptado del trabajo de Gramajo et al. (2010).
3.2. HH 31 y flujo bipolar molecular asociado
El flujo molecular HH 31 IRS, o también denominado HH 31, fue detectado inicialmente por Herbig en su trabajo de 1974. Más tarde, Cohen & Schwartz (1983) detectaron, en la vecindad del jet, cuatro fuentes en infrarrojo cercano (IRS1, IRS2, IRS3 E IRS4), donde IRS 2 coincide con la posición de IRAS 04248+2612, propuesta como fuente excitatriz del jet.
3.2.1. Observaciones en el óptico En el trabajo de Gómez et al. (1997) se tomaron imágenes en el óptico, en el filtro en [S II] de la región vecina a HH 31/IRS 2 (ver Figura 3.12), la cual se encuentra al sur­este en la imagen, en color rojo, presentando una forma en “S”, donde se puede ver una cadena de objetos HH. Estos autores estimaron la extensión lineal del jet de ~ 0.2 pc, desde la fuente IRS 2 hacia el sur­este. Por otro 61
lado, se midieron los siguientes ángulos de orientación de este outflow, los cuales pueden observarse en la Figura 3.13: ángulo de apertura, jet = 40º; ángulo de posición del jet óptico, jet = 150º y ángulo de posición de la nebulosa, neb = 140º. Dicha morfología hizo suponer que el eje del outflow tiene un período de variación (Gómez et al. 1997), lo cual sería consistente dada la binaridad de la fuente central (Pagett et al. 1999).
En el trabajo de White & Hillenbrand (2004), que se mencionó anteriormente en la sección 3.1.6, midieron la tasa de pérdida de masa del outflow, la cual es equivalente a Ṁout = 7.76 × 10 ­10 M⊙ años­1.
N
IRAS 04248+2612
HH 31
E
1'
Figura 3.12: Imagen color de IRAS 04248+2612 en [S II] (rojo), en continuo óptico (azul) y la suma del continuo y la banda K (verde). En blanco pueden observarse las fuentes continuas ópticas, y en verde las fuentes en el infrarrojo. Esta imagen fue adaptada del trabajo de Gómez et al. (1997).
62
Figura 3.13: Contornos de nivel en [S II] donde se representa esquemáticamente la posición de los nodos de HH 31 (líneas gruesas). La línea delgada indica la nebulosa que se encuentra alrededor del objeto central. Imagen adaptada del trabajo de Gómez et al. (1997).
3.2.2. Observaciones en radio Posteriormente al descubrimiento de IRAS 04248+2612 en 1974, en el rango óptico del espectro, se realizaron varios intentos para encontrar y mapear su correspondiente flujo molecular, en la región del radio. El primer intento fallido fue el de Heyer et al. (1987), los cuales realizaron observaciones en CO J = 1 – 0, pero no detectaron ninguna evidencia de outflows. Por su parte, Myers et al. (1988) tampoco reportaron actividad de outflows en las observaciones que realizaron en CO J = 2–1. Sin embargo, Moriarty­Schieven et al. (1992), tomando espectros en CO J = 3–2, pudieron evidenciar la presencia de un outflow (ver Figura 3.14). En dicho espectro, se puede observar la línea con alas de baja velocidad, el perfil tipo P Cygni característico de un viento, como así también el corrimiento al azul correspondiente a una componente que se está acercando al observador. Figura 3.14: Espectro en CO J = 3 – 2. Imagen modificada del trabajo de Moriarty – Schiven et al. (1992). En el trabajo de Narayanan et al. (2012), se realizaron observaciones en 12CO (115.271202 GHz, que 63
es equivalente a unos 2,6 mm) y 13CO (110.201353 GHz, que equivale a unos 2.72 mm) con el telescopio milimétrico FCRAO (Five College Radio Astronomy Observatory), el cual ha completado recientemente un estudio de 100 grados cuadrados en la nube molecular de Taurus (Goldsmith et al. 2008). En dicho trabajo no sólo se ha efectuado la detección del outflow asociado a IRAS 04248+2612, sino que también se ha logrado mapearlo. La Figura 3.15 muestra un mapa de contornos de 13CO (escala de grises) y 12CO (intensidad integrada corrida al azul y al rojo indicada con contornos en línea punteada en azul y sólida rojo, respectivamente). Es posible observar cómo la única emisión del outflow prominente está corrida al rojo, y se extiende al sur­este de la fuente IRAS 04248+2612. Figura 3.15: Mapa de contorno de IRAS 04248+2612, de una región de 40' × 45'. La escala de grises muestra el mapa de intensidad integrada de 13CO. Los polígonos azul y rojo muestra la región de los lóbulo del outflow corrido al azul y al rojo. La intensidad integrada en 12CO corrida al azul y al rojo, es determinada por los contornos punteados en azul y los contornos sólidos en rojo, respectivamente. Imagen extraída del trabajo de Narayanan et al. (2012).
Por otro lado, de las observaciones de Narayanan et al. (2012) pudieron estimar límites inferiores para la masa, longitud, velocidad promedio, tiempo dinámico y luminosidad del flujo, de ambos lóbulos, teniendo en cuenta que no se realizaron correcciones por la inclinación del eje del outflow con respecto al plano del cielo. Dichas mediciones son las siguientes: para el lóbulo azul se obtuvo una velocidad promedio de 5.4 km s­1, una masa de 0.016 M⊙, una extensión de 0.64 pc, un tiempo dinámico de 1.2 × 105 años y una luminosidad del flujo de 3 × 10 ­4 L⊙, mientras que para el lóbulo rojo se estimó una velocidad promedio de 3.4 km s­1, una masa de 0.14 M⊙, una extensión de 0.54 pc, un tiempo dinámico de 11.6 × 105 años y una luminosidad del flujo de 7.75 × 10­4 L⊙,
Por su parte, Sepúlveda et al. (2011) buscando zonas de alta densidad asociadas con flujos bipolares moleculares, observaron la región de HH 31 en transición inversa de la molécula de amoníaco, NH 3 (J,K) = (1,1) 23.6944960 GHz que equivale a unos ≈ 1.27 cm) y (J,K) = (2,2) (23.7226320 GHz que 64
equivale a unos ≈ 1.26 cm). Tales observaciones permiten elaborar el mapa del núcleo asociado de HH 31 en NH3 (1,1) que se muestra en la Figura 3.16, donde se observa una condensación de amoníaco en la dirección NE – SO. El pico de la emisión está desplazado en ~ 3' (~ 0.14 pc) al SO de la posición de HH 31 IRS2. Dado que no se ha reportado ninguna fuente en esa posición, se ha sugerido que tal observación estaría revelando un objeto altamente embebido. En dicha imagen también es posible observar la posición tanto de otras fuentes IRAS (estrellas), como objetos HH (triángulos llenos).
Figura 3.16: Mapa de contorno de HH 31 en NH3 (1,1). La posición observada está indicada por una cruz. Las fuentes en infrarrojo cercano están indicadas por estrellas y los objetos HH por triángulos llenos. Imágenes extraída del trabajo de Sepúlveda et al. (2011).
3.2.3. Observaciones en H 2
Tanto los primeros estudios realizados por Gómez et al. (1997), en infrarrojo cercano a través de filtros en H2 (centrados en 2.122 m, para la línea de H2 v = 1 – 0 S(1), y 2.14 m, para el continuo), como los últimos catálogos de objetos HH (en particular, Davis et al. 2010), en ningún trabajo hasta el momento se han reportado la detección de HH 31 en H2.
Connelley et al. (2007) por su parte, realizaron observaciones en infrarrojo cercano, en la banda K y en el filtro de banda angosta de 2.122 m del H2, donde pudieron observar la nebulosa de reflexión (ver la Figura 3.17). No obstante, no fue posible observar emisión en H 2 debido a choques a lo largo del jet. La no detección de HH 31 en 2.122 m resulta llamativa, aunque podría deberse a un problema de sensibilidad de las observaciones realizadas.
65
Figura 3.17: Campo de 60'' × 60'' tomado en la banda K. La línea debajo del nombre indica una escala de 5000 UA. Imagen extraída del trabajo de Connelley et al. (2007).
3.3. Parámetros de IRAS 04248+2612
A modo de síntesis, se han reunido en las tablas que a continuación se describen, los parámetros fundamentales tanto de la fuente IRAS 04248+2612, como de la nebulosa de reflexión, la envolvente, el disco y el jet HH 31.
Tabla 3.3: Magnitudes en diferentes filtros de IRAS 04248+2612
Óptico
B(1)
R(1) IR­cercano
Ic(2)
J(3) H(3)
IR­medio
K(3) (4) KS(3) J – K(4) H – K(4) K – L(4) K – N(4) K – Q(4)
20.58 15.73 16,9 11,619 10,270 10,62 9,741
2,11
0,74
0,57
5,16
8,06
Nota: Referencias.– (1) Kenyon et al. (2008); (2) White, Hillenbrand & Lyne (2004); (3) Connelley et al. (2007); (4) Kenyon & Harmann (1995).
Tabla 3.4: Parámetros fundamentales de IRAS 04248+2612
Espectro
T.E.
M✳ (M⊙)
T✳ (K)
Clase I
M5.5 ± 1
0.07
3100 – 3800
L✳ (L⊙) Ltot (L⊙) Lbol (L⊙) Tbol (K)
0.27
0.35
0.36
334
Nota: (1) Narayanan et al. (2012); (2) White & Hillenbrand (2004); (3) Padgett et al. (1999); (4) Connelley & Greene (2010); (5) Gómez et al. (1997).
66
Tabla 3.5: Parámetros de la nebulosa de reflexión de IRAS 04248+2612 y la envolvente
lSur (UA)(1) lNorte (UA)(1) ltotal (UA)(1)
P.A. (º)(1) Menv (M⊙)(2) Ṁacc (M⊙ yr­1)(2) Tamaño ('' de arco)(3)
150
1400
172
0.25
 (º)(4)
i (º)(4)
αIR
A V(2)
60
80
0.52
7,02
420
1.07 x 10 ­9
25,2
Nota: Referencias.– (1) Padgett et al. (1999): (2) White & Hillenbrand (2004); (3) Duchêne et al. (2004); (4) Gómez et al. (1997); (5) Connelley & Greene (2010)
Tabla 3.6: Parámetros del disco de IRAS 04248+2612
Mdisco (M⊙)
Ṁdisco (M⊙ yr­1)
Rmin (R)
0.01
1.0 x 10
11,7
­8
RC (UA)
P.A. (º)
82
600
Espesor (UA)
220 – 126
Nota: Los primeros tres parámetros (masa, taza de acreción y radió mínimo del disco), fueron extraídos de la simulación de Gramajo et al. (2010); mientras que los últimos tres parámetros corresponden a datos observacionales extraídos del trabajo de Padgett et al. (1999).
Tabla 3.7: Parámetros del jet HH 31 en el rango milimétrico y en el rango óptico
Lóbulo azul (1)
ltotal (pc)
~ 1.2
Ṁout (M⊙ yr­1 ) Visible lazul (pc) M (M⊙)
­­­
si
0.64
0,016
Lout (L⊙)
V (km s­1)
 din (yr)
3 x 10­4
5,4
1.2 x 105
V (km s­1)
 din (yr)
3,4
1.6 x 105
Lóbulo rojo (1)
Visible lrojo (pc) M (M⊙)
si
0.54
0.14
Lout (L⊙)
7.75 x 10
­4
Tabla 3.7: Parámetros del jet HH 31 en el rango óptico
Lób. azul
ltotal (pc)
(2)
0.2
Ṁout (M⊙ yr )
P.A. (º)(2)
Ψ (º)(2)
Visible
7.76 x 10 150
40
si
­1 (3)
­10
Lób. Rojo
lazul (pc)
(2)
Visible
0.2
no
Nota: Referencias.– (1) Narayanan et al. (2012); (2) Gómez et al. (1997); (3) White et al. (2004). Para finalizar, en este capítulo se han recopilado toda la información que puede encontrarse en la literatura con respecto a IRAS 04248+2612. Es posible ver, que éste es un objeto que ha sido estudiado en una amplio rango de longitudes de ondas desde el óptico hasta el radio, permitiendo detectar en él diversas características tanto en su estructura, como en su particular morfología. En el siguiente capítulo se procederá a realizar un estudio más detallado del mismo.
67
Capítulo 4
“Análisis de imágenes y espectros de IRAS 04248+2612 y del Objeto HH 31”
En este capítulo se presentan y analizan una serie de imágenes de la fuente IRAS 04248+2612 y su jet asociado, el HH 31, tomadas tanto en la región óptica del espectro, como en la del infrarrojo medio. Para las imágenes en el óptico, se emplearon filtros centrados en las líneas de Hα y [OI], tomadas con el Telescopio de 1.2 m del Observatorio de Fred L. Whipple en Mt. Hopiknis (Arizona, EEUU). Mientras que para las imágenes en el infrarrojo medio, se utilizaron bases de datos para los Telescopios Espaciales Spitzer y WISE (Wide­field Infrared Survey Explorer). Además se presentan los espectros ópticos de tres nodos de dicho jet, junto con sus correspondiente análisis. Por último y teniendo en cuenta la binaridad de la fuente central, se intenta explicar, a través de cálculos de tiempos dinámicos y el período orbital, la caprichosa morfología en “S” de este jet.
4.1. Imágenes ópticas en H α
y [O I]
Las observaciones en H y [O I] (6300 Å) fueron realizadas las noches del 24 y 25 de noviembre de 1997 con el telescopio de 1.2 m del Observatorio Fred L. Whipple en Mt. Hopiknis, Arizona, EEUU. La cámara CCD empleada tiene 1024 × 1024 pixels y proporciona un campo de 10' × 10' con una escala de 0.65'' por pixel. El filtro H usado está centrado en 6563 Å y tiene un ancho de banda de 54 Å, en tanto que el filtro en [O I], centrado en 6300 Å, tiene un ancho de banda de 80 Å. Se tomaron una serie de 10 bias y 5 flats en cada filtro que luego fueron combinados para corregir las imágenes. Posteriormente, se realizó la sustracción del nivel de bias y se dividió por el flat apropiadamente normalizado, para obtener finalmente las imágenes corregidas. La imagen en H tiene un tiempo de exposición de 900 segundos en tanto que la de [O I] es el resultado de la combinación de 4 imágenes de 900 segundos cada una. En la Figura 4.1. puede observarse la combinación de ambas imágenes, un campo de 34'' × 5', donde en verde se muestra la emisión en Hα y en azul el [O I]. Los círculos en verde muestran los nodos identificados, mientras que la cruz en rojo determina la ubicación de la fuente IRAS 04248+2612. Para la identificación de los nodos se utilizó como referencia la imagen en [S II] obtenida por Gómez et al. (1997) y mostrada en el capítulo anterior, en la Figura 3.13. A los fines de realizar una 68
mejor comparación se muestra nuevamente en la Figura 4.2 los contornos en [S II] de las emisiones identificadas en la región. 1'
Figura 4.1: Imagen color en Hα (verde) y [O I] (azul) de un campo de aproximadamente 34'' × 5', tomada por el Telescopio del Observatorio Fred L. Whipple. Los círculos en verde muestran los nodos identificados y la cruz roja indica la ubicación de la fuente IRAS 04248+2612. Figura 4.2: Imagen de contornos en [SII] donde se representa esquemáticamente la posición de los nodos de HH 31 (líneas gruesas). La línea delgada indica la nebulosa que se encuentra alrededor del objeto central, IRAS 04248+2612. Imagen extraída del trabajo de Gómez et al. (1997).
69
Resultados parciales sobre esas imágenes fueron presentados por Baravalle et. al (2009). En este trabajo, se han identificado 11 objetos como nodos, que han sido nombrados teniendo en cuenta la nomenclatura utilizada en el trabajo de Gómez et al. (1997). En el nodo denominado F­1/2, se ha logrado diferenciar dos subestructuras, en comparación a la observada en la Figura 4.2. Además, es posible observar una estructura filamentosa, principalmente en Hα en la mayoría de los objetos identificados. En particular, se puede observar cómo dichos filamentos unen los nodos identificados en este trabajo como AB­2, AB­3, AB­4 y AB­5. Los objetos H y G también presentan largos filamentos. En [OI], puede apreciarse en el objeto identificado como AB­1, una morfología cometaria. Dado que el [OI] es una línea de bajo potencial de excitación, la misma está evidenciando el gas en proceso de desexcitación, típico de los procesos posteriores al choque entre el viento proveniente de la protoestrella, y el material del medio ambiente. En la parte superior, donde se ubica la fuente IRAS 04248+2612, se observa una cola tipo cometaria, que podría estar asociada al contrajet. Si bien en el trabajo de Gómez et al. (1997) afirman que no es posible observar el contrajet en imágenes tomadas en la región óptica del espectro, éste podría no ser visible en un filtro en [SII], como se observó en esa ocasión, pero sí en Hα, como indicaría la Figura 4.1.
Por otro lado, la Figura 4.1 muestra que HH 31 presenta una morfología sinusoidal. El descubrimiento de que la fuente es en realidad un sistema doble (Padgett et al. 1999) apoyaría en gran medida la hipótesis de que dicha forma es debida al movimiento orbital de las componentes. En la Figura 4.1 también es posible apreciar un gradiente de brillo proveniente de la imagen tomada en Hα posiblemente generado por el resplandor de la Luna, la cual se presentaba en fase de cuarto menguante. Una segunda hipótesis seria que dicho gradiente podría estar siendo generado por el propio brillo de la nebulosa de reflexión que alberga a la fuente central.
Por otra parte, se realizó la medición de los parámetros morfológicos característicos de los jets, los cuales pueden verse graficados en la Figura 4.3. Dichos parámetros son: ángulo de apertura (), para el cual se midió 42º; ángulo de posición que presenta el eje del jet (θjet), del cual se obtuvo un valor de ~ 124º; el ángulo de posición de la nebulosa (θneb), que resultó en ~ 130; y finalmente, se calculó el factor de colimación Rcol = b/a (donde a es el eje mayor y b es el eje menor del lóbulo del jet), para el cual se obtuvo un valor de 0.4.
70
N
θjet
θ
b
a
Figura 4.3: Imagen color en Hα (verde) y [O I] (azul) donde están delimitados el ángulo de apertura del jet, el eje del jet y el trazado en forma de “S”.
Una característica notable en este jet, es la disposición espacial que presentan los nodos HH 31C­1/2 con los HH 31AB­2/3/4/5. En la Figura 4.3 se alcanzan a visualizar pequeños filamentos que hacen parecer que estuvieran unidos causalmente. Si esto fuera así, implicaría que se han formado a causa del mismo evento de eyección, en el que el viento generado por la protoestrella, al propagarse por el medio circunestelar, causó la formación de dichos nodos. Con respecto al nodo HH 31AB­1, dado su bajo brillo, perceptible en la Figura 4.3, sería necesario medir su correspondiente movimiento propio para confirmar que efectivamente se corresponde con el nodo más lejano que presenta HH 31.
4.2. Imágenes en el infrarrojo medio de Spitzer Spitzer es un telescopio espacial de 85 cm de diámetros capaz de observar en la región infrarroja del espectro. Este telescopio estuvo operativo durante un lapso de 5.5 años (entre agosto de 2003 y mayo de 2009), cuando se agotó el helio líquido a bordo, que se utilizaba como refrigerante. Estaba equipado con tres instrumentos científicos: IRAC, IRS y MIPS. La cámara IRAC (Infrared Array Camera), operaba con bandas centradas en [3.6] μm, [4.5] μm, [5.8] μm y [8.0] μm, con una resolución de 1.2''. Estas bandas son particularmente importantes puesto que dentro de ellas se encuentran muchas líneas de emisión del hidrógeno molecular, en diferentes niveles vibracionales. 71
Tales líneas de emisión son excitadas por la interacción entre el material eyectado de la protoestrella y medio circunestelar. La Figura 4.4 muestra la respuesta espectral de las cuatro bandas mencionadas, y la posición de algunas de las líneas moleculares del hidrógeno. Figura 4.4: Curva de sensibilidad espectral de las cuatro bandas de IRAC del Telescopio Espacial Spitzer y posición de algunas de las líneas moleculares del hidrógeno. Imagen extraída del trabajo de Smith & Rosen (2005).
En particular la banda [4.5] μm, además de abarcar varias de la líneas de H2 (ν=0­9, S(9, 10, 11)), también aparecen las cabezas de la banda del CO (ν=1­0) como puede observarse en la Figura 4.5 del trabajo de Reach et al. (2006). Estas líneas son comúnmente excitadas por regiones de choque tales como las originadas por flujos bipolares moleculares o jets asociados a protoestrellas en formación. 72
Figura 4.5: Comparación entre la respuesta espectral de IRAC con tres templates. La curva superior es el espectro de NGC 7023 tomada con espectrógrafo SWS (Short Wavelength Spectrometer) del telescopio ISO (Infrared Space Observatory). El cual está dominado por bandas en emisión de PAH (Polycyclic Aromatic Hidrocarbon); el segundo desde arriba hacia abajo, es una combinación de líneas de gas frío e ionizado que se espera encontrar detrás de un choque rápido; el tercero, siguiendo en este orden, es una combinación de líneas de H2 y bandas de CO. El gráfico inferior muestra la respuesta espectral de cada canal de IRAC. El canal 1, 2, 3 y 4 se corresponden con las bandas centradas en [3.6] μm, [4.5] μm, [5.8] μm y [8.0] μm, respectivamente. Imagen extraída del trabajo de Reach et al. (2006).
Diversos autores han empleado esta banda para identificar los llamados EGOs (Extended Green Objects, por su siglas en Inglés), objetos extendidos que emiten preferentemente en la banda de [4.5] μm, a la que usualmente se le asigna el color verde en las imágenes a color de IRAC (ver, por ejemplo, Noriega­Crespo et al. 2004; Cyganowski et al. 2008; Zhang & Wang 2009). Estos objetos son en general asociados con objetos HH y/o jets o flujos bipolares moleculares. Cabe mencionar que, en general, en las imágenes a color de IRAC se emplea la siguiente convención: [3.6] μm en azul, [4.5] μm en verde y [8.0] μm en rojo. Para este trabajo, se utilizaron las imágenes en las bandas de [3.6] μm, [4.5] μm, y [8.0] μm, obtenidas por la cámara IRAC con el propósito de estudiar el objeto HH 31. Inicialmente se seleccionó un campo de 0.5 grados cuadrados centrados en la posición de IRAS04248+2612. Dichas imágenes fueron obtenidas de la base de datos de NASA/IPAC Infrared Science Archive (IRSA), disponibles en la página web: http://irsa.ipac.caltech.edu/index.html La Figura 4.6 muestra el mosaico centrado en IRAS 04248+2612 que se obtuvo en la banda de [4.5] μm. Notar la falta de información en un “gap” del mosaico que desafortunadamente no fue observado. El recuadro rojo indica precisamente la ubicación de IRAS 04248+2612, en el extremo superior derecho dentro del mismo, y del jet asociado (HH 31). El campo de esta figura es de aproximadamente 34'' × 4.5'.
73
1'
Figura 4.6: Mosaico centrado en IRAS 04248+2612, obtenido por Spitzer, en la banda de 4.5 μm, de un campo de 0.5º. El recuadro rojo indica la región donde se ubica IRAS 04248+2612 y el jet asociado. El Norte está arriba y el Este a la izquierda.
La Figura 4.7 muestra el campo comprendido dentro del rectángulo rojo de la Figura 4.6, en la banda de [3.6] μm; mientras que la Figura 4.8 corresponde a la banda de [4.5] μm. Ambos están centrados en las coordenadas ecuatoriales: α = 04:28:09.99 y δ = +26:18:30.26.
1'
Figura 4.7: Imagen de IRAS 04248+2612 obtenida del Telescopio Spitzer en la banda de 3.6 μm, de un campo de 34'' × 4.5'. El Norte está arriba y el Este a la izquierda.
74
1'
Figura 4.8: Imagen de IRAS 04248+2612 obtenida del Telescopio Spitzer en la banda de 4.5 μm, de un campo de 34'' × 4.5'. El Norte está arriba y el Este a la izquierda.
Con el propósito de identificar posibles regiones de choque se realizó la sustracción entre las imágenes de las Figuras 4.7 y 4.6 (i.e., [4.5] – [3.6]). Para ello, se empleó el programa IRAF (Image Reduction and Analysis Facility). La Figura 4.9. muestra la imagen resultante. Comparando con la imagen obtenida por Gómez et al. (1997) en [S II], y que se muestra en la Figura 4.2, se identificaron los objetos que se muestran en dicha figura, encerradas por un círculo azul. Las coordenadas ecuatoriales de tales objetos se listan en la Tabla 4.1. Los objetos en blanco son producto de la sustracción y se corresponden básicamente a estrellas de fondo.
1'
Figura 4.9: Imagen resultante de la resta entre la imagen en la banda en [4.5] μm (Figura 4.7) y [3.6] μm (Figura 4.8) obtenidas por el Telescopio Spitzer. La cruz roja indica la posición de la fuente IRAS 04248+2612.
75
Tabla 4.1: Coordenadas ecuatoriales de los objetos identificados en la Figura 4.9
Nodos
AB­1
AB­2
AB­3
AB­4
AB­5
AB­6
AB­7
AB­8
AB­9
AB­10
AB­11
AB­12
C­1
C­2
F­1
F­2
F­3
G
I
α (J2000.0)
δ (J2000.0)
04:28:23.381
04:28:23.605
04:28:21.733
04:28:21.778
04:28:21.331
04:28:20.885
04:28:19.369
04:28:17.673
04:28:18.209
04:28:17.941
04:28:17.674
04:28:17.049
04:28:18.519
04:28:17.806
04:27:59.736
04:27:59.289
04:27:58.798
04:28:02.994
04:28:13.524
+26:16:37.40
+26:16:50.60
+26:17:28.41
+26:17:47.01
+26:17:41.02
+26:17:36.82
+26:18:06.23
+26:18:02.04
+26:18:06.83
+26:18:13.43
+26:18:20.64
+26:18:23.64
+26:16:54.83
+26:17:05.03
+26:18:43.44
+26:18:48.24
+26:18:44.04
+26:17:40.45
+26:17:55.45
P.A. (º)
115,015
112,603
108,407
105,241
106,635
107,425
103,495
105,386
104,386
103,017
101,627
101,71
116,521
115,67
136,525
139,869
149,625
141,91
110,715
d (pc)
0,262
0,261
0,235
0,231
0,229
0,226
0,208
0,193
0,197
0,194
0,190
0,185
0,216
0,209
0,033
0,027
0,027
0,084
0,159
Nota: La cuarta columna lista el ángulo de posición (P.A.) y la quinta columna lista la distancia del nodo a la fuente IRAS 04248+2612, en unidades de parsecs.
La resta [4.5] – [3.6] resulta similar a aquélla entre los filtros H2 y el continuo adyacente, aunque no es exactamente lo mismo. En general, dichos filtros de H 2 son de banda angosta, y el procedimiento que se realiza es el de medir el flujo en la línea en 2.12 μm y a los costados de la misma. Las regiones de choque, es decir los objetos HH, son brillantes en H 2, en tanto que desaparecen en el continuo adyacente. Los filtros de Spitzer son de banda ancha, y como ya se mencionó, no cubren una sola línea, sino varias líneas del hidrógeno molecular, así como también de otros elemento (ver, por ejemplo, Figura 1 de Reach et al. 2006). No obstante dado que las líneas más intensas de las regiones de choque ocurren en el filtro [4.5], la sustracción [4.5] – [3.6] puede proporcionar un primer indicio de la presencia de zonas de choque. La Figura 4.10 muestra la imagen resultante de la combinación de tres bandas, [3.6] μm (azul), [4.5] μm (verde) y [8.0] μm (rojo), para lo cual, se utilizó el programa DS97. Nuevamente, comparando con la Figura 4.2 de Gómez et al. (1997), se identificaron objetos que coincidieran con la posición de tales nodos. Dichos objetos son los marcados dentro de los círculos en verde.
7
El programa DS9 es un entrono gráfico cuya aplicación se utiliza para la visualización de imágenes y dados
astronómicos.
Para
más
información,
se
puede
consultar
con
la
página
web:
http://heawww.harvard.edu/RD/ds9/site/Home.html.
76
1'
Figura 4.10: Imagen color obtenida de combinar las imágenes en [3.6] μm (azul), [4.5] μm (verde) y [8.0] μm (rojo). Los círculos verdes indican la posición de objetos que coinciden con los nodos detectados en la imagen tomada en [S II] por Gómez et al. (1997, ver capítulo anterior, en la sección 3.2.1).
Si se comparan las Figuras 4.9 y 4.10 es posible observar que en la imagen a color no se han logrado identificar tantos objetos, como en la primera. Dichos objetos no detectados en la Figura 4.10, en general, corresponden a las emisiones más débiles y sólo pueden ser considerados como candidatos a nodos dentro del jet de HH 31. En particular éstos son: AB­8 y AB­10. El objeto identificado como AB­1, que aquí se presenta como una condensación propia de un objeto HH, con una estructura filamentosa que lo atraviesa, también ha sido identificado en la imagen tomada en el óptico de la sección anterior, como un objeto con una morfología cometaria. En cuanto al nodo G, su apariencia parecería estar indicando una división en dos subestructuras. Por otro lado, en comparación con la Figura 4.1, es posible identificar tres subestructuras en el correspondiente nodo F, los cuales aquí han sido denominados F­1, F­2 y F­3. Además, cabe destacar que el nodo H, que no pudo ser identificado en la imagen resultante de las restas, si se ha logra distinguir en la imagen a color. Para finalizar, en esta imagen también se han detectado pequeñas condensaciones, señaladas con flechas verdes entre los nodos AB­2 y AB­3. Esto indicaría que pueden ser restos de material de la nube, excitado por la eyección proveniente de la protoestrella IRAS 04248+2612, y que ha formado con el tiempo pequeños grumos.
4.3. Imágenes en el infrarrojo medio obtenidas por WISE WISE (Wide­field Infrared Survey Explorer) es un telescopio espacial de 40 cm de diámetro, capaz de observar en la región infrarroja del espectro. Fue lanzado el 14 de diciembre del 2009 y estuvo 77
operando hasta el 17 de febrero de 2011, cuando el transmisor se apagó. El campo de observación es de 47 minutos de arco, en 4 bandas centradas en las longitudes de onda de 3.4 μm, 4.6 μm, 12 μm y 22 μm. La resolución de este telescopio es de 6'', aproximadamente 1000 veces más sensible que IRAS, pero menos sensible que Spitzer.
Al igual que las imágenes extraídas de Spitzer, también se utilizó la página de IRSA para obtener las imágenes de IRAS 04248+2612 del Telescopio Espacial WISE 8, de un campo de 800 segundos de arco. Dentro de la página de IRSA, además de la descarga de imágenes de WISE, es posible también realizar imágenes color. En este caso se combinaron las imágenes en 3.4 μm (azul), 4.6 μm (verde) y 12 μm (rojo), que pueden ser observada en la Figura 4.11.
Figura 4.11: Imagen color en 3.4 μm (azul), 4.6 μm (verde) y 12 μm (rojo) de un campo de 800 × 800 segundos de arco, tomadas por el Telescopio Espacial WISE.
A pesar de la baja resolución de las imágenes, en comparación con las de Spitzer, es posible identificar en dicha figura, cinco nodos en color verde. Los mismos, se corresponden con los encontrados previamente en el trabajo de Gómez et al. (1997) en [S II], y los identificados en la sección anterior, en imágenes tomadas por Spitzer, como los denominados EGOs. Luego, el telescopio WISE también permite mostrar evidencias de la presencia de nodos, dispuesto de manera curvada lejos de la fuente central IRAS 04248+2612, en longitudes de ondas del infrarrojo medio.
8
Disponible en la página web: http://irsa.ipac.caltech.edu/applications/wise/.
78
4.4. Espectros 4.4.1. Espectros ópticos de HH 31­AB y HH 31­C
Los espectros ópticos fueron observados con el espectrógrafo ‘’Red Channel’’ del telescopio de 4.5 m de MMT (Multiple Mirror Telescope), Arizona, EEUU, la noche del 23 de diciembre de 1997. El detector empleado fue un CCD de 800 × 800 pixeles de Ti. La red utilizada es de 1200 l/mm con una ranura de 1.5 segundos de arco, lo cual da un cubrimiento espectral de aproximadamente 600 Å, centrados en Hα, con una resolución de alrededor de 2.5 Å. Los espectros obtenidos tienen tiempos de exposición de 1200 segundos. Para calibrar los espectros en longitud de onda se utilizó una lámpara de HENEAR (Helio, Neón, Argón).
Los espectros fueron reducidos con tareas standars de IRAS. Se aplicaron las correcciones por ‘’bias’’, ‘’overscan’’ y ‘’flatfield’’. Para trazar y extraer la apertura se utilizó la ''apall'' dentro del paquete ''imred.twospec''. En realidad, y dado la carencia de continuo en los objetos observados, se le asignó la apertura trazada a una estrella standard, observada inmediatamente antes, para extraer el espectro de los objetos en emisión estudiados.
Las tareas ''identify'' and ''refspec'' fueron usadas para la calibración en longitud de onda. Una vez extraído el espectro se empleó la tarea ''imred.onespec'' para su visualización e inspección. La Figura 4.12 muestra el espectro de HH 31­AB y la Figura 4.13 el de HH 31­C. Como es característico en los objetos HH se evidencia la carencia del continuo y las líneas más prominentes son: H (6563 Å), [N II]6548,6583 Å y [S II]6716,6731 Å. Notar que sólo fue posible obtener espectros de los nodos más brillantes del jet.
Figura 4.12: Espectro del nodo HH 31­AB. Puede observarse la presencia de las prominentes líneas de Hα (6563 Å), [N II]6548,6583 Å y [S II]6716,6731 Å, como así también un continuo prácticamente inexistente, características de todos los objetos HH.
79
Figura 4.13: Espectro del nodo HH 31­C. Nuevamente, al igual que en la Figura 3.12, puede observarse la presencia de las prominentes líneas de Hα (6563 Å), [N II] 6548,6583 Å y [S II]6716,6731 Å, como así también un continuo pŕacticamente inexistente.
4.4.2. Espectro infrarrojo cercano de HH 31­E
El espectro en 2.12 µm de HH 31­E fue obtenido con el espectrógrafo CRSP (infrared Cryogenic Spectrometer) del telescopio de 2.1 m de KPNO (Kitt Peak National Observatory, Arizona, EEUU), la noche del 18 de noviembre de 1997. El detector usado fue un SBRC 256 × 256 InSb. Se empleó una ranura larga de 3.9 segundos de arco de ancho y con la red de 150 l/mm.
Dado el brillo del cielo en el infrarrojo cercano fue necesario realizar 13 integraciones de 120 segundos cada una, desplazando ligeramente la estrella sobre la ranura. Estos espectros ‘’individuales’’ fueron luego apropiadamente combinados. El tiempo total de exposición resultó de 1560 segundos. La lámpara de comparación usada fue la de HENEAR. Es importante destacar que la ranura fue rotada de manera de alinearla con el objeto HH 31­E, para que el mismo cayera dentro de la ranura.
Para la reducción de los espectros se usaron las tareas de IRAS mencionadas anteriormente. La Figura 4.14 muestra el espectro de HH 31­E, en el cual se observa claramente la línea en 2.12 µm y la carencia del continuo, como ocurre en los objetos HH. Cabe mencionar que, en realidad, el espectro de la Figura 4.13 corresponde a la posición de la fuente central. Dado que HH 31­E es el más próximo a la misma y el único que entraba en la ranura, se considera que la línea observada correspondería a este objeto.
80
H2
Figura 4.14: Espectro del nodo HH 31­E. Puede observarse la presencia de un bajo continuo y una línea prominente, correspondiente al H2. Dado que se posicionó la ranura en la fuente central, y se conoce que el nodo HH 31­E es el más cercano a la misma, se cree que dicha línea proviene del nodo E.
4.5. Morfología del jet HH 31 4.5.1. Perfil en “S”
En esta sección se intenta dar una explicación a la curiosa morfología en “S” que muestra HH 31. En particular, dicha forma podría estar relacionada con la binaridad de la fuente central. Para indagar esta hipótesis se calcula el período orbital de la misma y se estima el tiempo dinámico del jet. Dado que IRAS 04248+2612 pertenece a un sistema binario (ver sección 3.1.4.c), donde la distancia entre ambas componentes es de ~ 25 UA (Padgett et al. 1999), y la suma de masas de las componentes, estimada por diversos autores, es aproximadamente 0.07 M⊙, utilizando la Tercera Ley de Kepler, la cual se muestra en la ecuación (4.1), es posible determinar el período orbital. Cabe aclarar que las unidades de la ecuación (4.1), para que sea válida, son: Unidades Astronómicas para el semieje a y masas solares para M1 y M2; obteniéndose finalmente el período en años. Luego reemplazando los valores correspondientes, se obtuvo que el período orbital de IRAS 04248+2612 es de 472.5 años. P=
√
a3
M 1 +M 2
(4.1)
Por otra parte, para determinar el tiempo dinámico del jet, es necesario medir su extensión total y la velocidad terminal. Para la extensión total se midió la longitud existente entre la fuente IRAS 04248+2612 y el borde del jet donde se encuentra el nodo HH 31AB­1, la cual resultó en 389.6'', 81
que equivalen a unos 0.264 pc. Si, por otro lado, se asume una velocidad típica de 200 km s ­1 (ver por ejemplo, Reipurth & Raga 1999; Reipurth & Bally 2001), el tiempo dinámico total del jet es de aproximadamente 1291.58 años. Comparando el período orbital del sistema binario, calculado anteriormente, con el tiempo dinámico del jet, se obtiene que la fuente central (la binaria) ha dado en total 2,7 vueltas, durante el tiempo dinámico del jet. El hecho de que la fuente haya variado su posición orbital durante el “tiempo de vida’’ del jet, apoya la hipótesis de que la binaridad sea la causa de la morfología sinusoidal del jet. La Figura 4.15, tomada del trabajo de Frendt & Zinnecker (1998), muestra un esquema de un sistema binario en el que una de las componentes es generadora de un flujo bipolar/jet.
Figura 4.15: Modelo geométrico de un sistema binario, con una de las componentes siendo la fuente del jet, Los tiempos t1 y t2, corresponden a distintas posiciones en la órbita, con la correspondiente eyección. El ángulo de desviación del jet está indicado como α. Figura extraído del trabajo de Frendt & Zinnecker (1998).
En el trabajo de Duchêne et al. (2004), se afirma que la IRAS 04248+2612 correspondería a un sistema triple, en la que la tercera componente dista del par detectado por Padgett et al. (1999) en 4.55'' (~ 637 UA) y tiene una magnitud en la banda K de ~ 15.55. Asumiendo para esta tercera componente una edad de 106 años y la misma distancia que el par central (140 pc), los modelos evolutivos de Pre­Secuencia Principal de Chabrier et al. (2000) y Baraffe et al. (2002), permiten estimar la masa de ésta, obteniéndose M3 = 0.005 M⊙. Empleado la tercera ley de Kepler, se obtiene un período orbital de 8705.5 años. Comparándolo con el tiempo dinámico del jet (1291.58 años), resulta que el objeto central (la binaria detectada por el Hubble) habría recorrido sólo el 2% de su órbita. Aún en el caso de tratarse de un sistema triple físico, es decir que las tres componentes se encuentren ligadas, ésta no podría ser la causa de la morfología del jet HH 31 ya que durante el ‘’tiempo de vida’’ de éste, el objeto central se habría desplazado relativamente poco sobre el cielo. Cabe mencionar que la asociación física de las tres componentes no ha sido, a la presente, fehacientemente establecida. 82
4.5.2. Cadena de nodos
Otra característica notable de este jet, es la cadena de nodos que presenta, en particular en la parte más extrema del lóbulo, lo cual podría estar sugiriendo una conexión con sucesivos eventos FU Orionis de la protoestrella. De igual manera que se hizo para la extensión del jet, se ha medido la distancia a la fuente de cada nodo identificado, y con ello se han calculado sus correspondientes tiempos dinámicos (τdin). Para ello, se ha asumido nuevamente una velocidad típica de los nodos de 200 km s­1(ver por ejemplo White & Hillenbrand 2004; Eislöffel et al. 2000). En la Tabla 4.2 se listan dichos valores. La primera columna lista los nodos identificados en la Figura 4.9 y 4.10; en la segunda columna están expresadas las correspondientes distancias en parsecs, de los nodos con la fuente central; y la tercer columna lista los tiempos dinámicos de cada nodo.
Tabla 4.2: Distancia a la fuente y tiempo dinámico de los nodos de la Figura 4.8 y 4.9
Nodos
AB­1
AB­2
AB­3
AB­4
AB­5
AB­6
AB­7
AB­8
AB­9
AB­10
AB­11
AB­12
C­1
C­2
F­1
F­2
F­3
G
H
I
d (pc)
0,262
0,261
0,235
0,231
0,229
0,226
0,208
0,193
0,197
0,194
0,190
0,185
0,216
0,209
0,033
0,027
0,027
0,084
0,078
0,159
τdin (años)
1281,77
1275,44
1148,59
1129,55
1120,79
1104,66
1016,28
946,42
962,61
946,80
929,59
903,42
1057,65
1021,25
159,26
132,91
133,95
410,13
383,25
777,47
Nota: El nodo H si bien no es visible en la Figura 4.9, si lo es en la imagen color de la Figura 4.10, por lo que se ha agregado; siendo además, coincidente con el identificado por Gómez et al. (1997). La Tabla 4.3 muestra la diferencia en tiempo dinámico, entre nodos sucesivos. La primer columna indica los nodos entre los cuales se ha medido la diferencia temporal. 83
Tabla 4.3: Diferencias de tiempos dinámicos entre nodos sucesivos Dif. entre nodos [AB­1]­[AB­2]
[AB­1]­[AB­3]
[AB­1]­[AB­5]
[AB­1]­[C­1]
[AB­5]­[AB­7]
[AB­5]­[C­2]
[AB­7]­[AB­12]
[AB­7]­[AB­8]
[AB­7]­[C­2]
[AB­10]­[AB­7]
[AB­10]­[C­2]
[AB­12]­[AB­8]
[AB­12]­[C­2]
[AB­12]­[I]
[AB­8]­[C­2]
[AB­8]­[I]
[I]­[C­2]
[I]­[H]
[H]­[G]
[G]­[F­2]
Δτdin (años)
6,33
133,19
160,98
224,12
104,51
63,14
112,86
69,86
4,97
69,48
74,45
43,00
117,83
125,95
74,82
168,95
243,78
394,22
26,88
277,22
Calculando la variación temporal promedio, entre nodos sucesivos, se obtuvo que las diferencias temporales son, en un promedio, de ~ 122.1 años. Tales diferencias, son comparables a los tiempos en los que suceden los eventos FU Orionis. 4.5.3. Eventos FU Orionis y la sucesión de nodos en HH 31
Como ya se mencionó en el primer capítulo, en la sección 1.4, los eventos FU Orionis ocurren en estrellas jóvenes en formación. En las mismas, se registra una variación fotométrica debido a un estallido proveniente de la región interior del disco de acreción, el cual está asociado a un incremento en la tasa de masa acretada a la estrella. Sin embargo, hasta el momento no se han registrado en la literatura variaciones de magnitud para la fuente IRAS 04248+2612. Esto, probablemente, sea debido a dos factores. El primero es la falta de un monitoreo sistemático este objeto, que hubiera permitido detectar cualquier cambio de brillo o magnitud. A esto se suma el hecho de que IRAS 04248+2612 fue descubierta, relativamente recientemente en 1983 (Cohen & Schwartz 1983). Es decir, sólo han transcurrido 30 años. Si se compara con los tiempos medidos entre sus correspondientes nodos, 30 años es un período muy corto. Por otro lado, si se considera el nodo más cercano a la fuente, identificado por Gómez et al. (1997) como HH 31E, el mismo dista de 84
la fuente en aproximadamente 12'', lo que es equivalente a unos 0.008 pc. El tiempo dinámico de dicho nodo es de ~ 50 años. Contrastando este tiempo dinámico con la época del descubrimiento del jet, se comprueba la no detección del estallido de tipo FU Orionis de IRAS 04248+2612 podría deberse a que el mismo ocurrió ~ 20 años antes de su descubrimiento, si efectivamente la estructura de nodos del jet, y en particular HH 31E, y los eventos FU Orionis de la fuente central están correlacionados.
4.6. Conclusiones de este capítulo
En este capítulo se han presentado imágenes de la fuente IRAS 04248+2612 y su jet asociado, el HH 31, tomadas tanto en el óptico, como en el infrarrojo medio; así como también espectros en el óptico y el infrarrojo cercano. El análisis realizado sobre los mismos ha revelado la detección de nuevas subestructuras dentro de los nodos previamente identificados en el trabajo de Gómez et al. (1997), a los cuales se les ha determinado sus correspondientes coordenadas ecuatoriales. Dichas estructuras coinciden espacialmente tanto en las imágenes ópticas como en las infrarrojas pero presentando características diferentes, como ser el caso de estructuras filamentosas, detectadas en el óptico.
Sin embargo, aunque se hayan realizado dichas detecciones, se observa la necesidad de medir movimientos propios y las velocidades radiales de los nodos para confirmar la pertenencia de los mismos al jet HH 31. Por otro lado, esto permitiría determinar si el sistema de nodos HH 31C­1/2 es también consecuencia de la fuente IRAS 04248+2612, o son objetos provenientes de alguna otra fuente cercana. Para llevar a cabo estas observaciones, se necesitan instrumentos muy sensibles, dado que los nodos son muy poco brillantes, y espectrógrafos de alta resolución, para poder realizar la medición de las velocidades radiales. Por otro lado, mediante el cálculo del período orbital de la fuente IRAS 04248+2612 y del tiempo dinámico del jet, es posible asociar la forma sinusoidal que presenta HH 31 con la binaridad de la fuente. Esto es debido a que la misma, al haber realizado casi 3 vueltas completas, ha variado la dirección del eje del jet, generando así esa forma serpenteante. Finalmente, la medición de los correspondientes tiempos dinámicos de cada nodo dio como resultado diferencias de aproximadamente 100 años. Tales diferencias sugieren que los mismos podrían estar relacionados con eventos FU Orionis. Sin embargo, hasta el momento no se han podido registrar variaciones fotométricas de la fuente central (IRAS 04248+2612) que confirmen esta sugerencia. La eyección correspondiente al nodo HH 31E, y el eventual evento FU Orionis relacionado, es posible que ocurrieran alrededor de 20 años antes del descubrimiento de IRAS 04248+2612. Adicionalmente no se han llevado a cabo monitoreos sistemáticos de la región (por ejemplo, en el infrarrojo cercano) para detectar posibles variaciones de la misma, por lo que un hipotético evento FU Orionis podría haber escapado de su detección. Sería interesante entonces, realizar tal monitoreo a fin de registrar variaciones en el brillo de la fuente que pudieran apoyar la relación entre el espaciamiento espacial/temporal de los nodos y los eventos de tipo FU Orionis.
85
Capítulo 5
“Comparación de HH 31 con otros jets con forma de “S””
En los anteriores capítulos 3 y 4 se ha descripto las características de la fuente IRAS 04248+2612 y de su jet asociado, HH 31. Se analizaron nuevas observaciones las cuales permitieron, entre otras cosas, detectar subestructuras dentro de los nodos ya identificados y describir el particular perfil en ''S'' de este jet en distintas longitudes de onda. En este capítulo se describirán otros ejemplos de jets que presentan morfologías similares, de manera de mostrar que los jets con forma serpenteantes son comunes en la literatura. 5.1. Jets en forma de “S”
En el capítulo 2 se mostraron 4 ejemplos de objetos de diferentes masas que poseen flujos bipolares, dos de ellos, HH 1­2 de baja masa (ver sección 2.2.1.) y IRAS 20126+4104 de alta masa (ver sección 2.2.2), presentan simetrías sinusoidales, que se creen podrían estar asociadas con la binaridad de la fuente central. HH 31, descripto en los capítulos 3 y 4, presenta un perfil en ''S'' muy marcado. Otros jets presentan morfologías más sutiles, o perfiles en ''S'' menos curvos, como la de HH 497 (Bally & Reipurth 2001) que se muestra en la Figura 5.1. Otro ejemplo de un jet con un sutil perfil en ''S'' es HH 30, el cual era considerado como un jet prototipo. La Figura 5.2, panel izquierdo, muestra al jet asociado a HH 30, altamente colimado, con un disco visto de canto, perpendicular al plano del cielo. Sin embargo Anglada et al. (2007) detectaron un perfil oscilante en la estructura del jet, el cual es atribuido al movimiento orbital de la fuente, que forma parte de sistema binario al cual se le ha calculado una separación de ~ 18 UA. El panel derecho de la Figura 5.2, muestra los contornos en [S II], a los cuales se les ha superpuesto una curva que reproduce la extensión del jet. Algunos otros jets que presentan morfologías curvadas son listados en la Tabla 5.1. En las secciones siguientes se describen estos cinco objetos. Tabla 5.1: Jets con morfologías sinusoidales
Objeto
HH 34
HH 46/47
HH 333
HH 223
IRAS 16547­4247
R.A.
Dec.
05:35:29.9
08:25:43.7
03:29:11.7
19:17:57.4
16:58:19.2
­06:26:58
­51:00:35.8
31:26:10
19:11:53
­42:52:09.6
Fuente
Referencias
1
HH 34 IRS
2
IRAS 08242­5050
6
HH 333
3,4
IRAS 19156+1906
IRAS 16547­4247
5
Nota: (1) Antoniucci et al. (2008); (2) Reipurth et al. (2000); (3) Catálogo de Reipurth (1999); (4) López et al. (2006); (5) Rodríguez et al. (2008); (6) Bally & Reipurth (2001).
86
Figura 5.1: Imagen de HH 497 tomada en [SII] (izquierda) y Hα (derecha). Extraído del trabajo de Bally & Reipurth (2001).
Figura 5.2: Panel izquierdo: Imagen de HH 30, en la banda R, tomada por el Telescopio Espacial Hubble (imagen tomada de la página web: http://www.spacetelescope.org/images/opo0032h/). Panel derecho: Curvas de nivel correspondientes a la imagen en [S II] las cuales acusan un perfil sinusoidal. Imagen obtenida del trabajo de Anglada et al. (2007). 87
5.1.1. HH 34 El jet HH 34 está ubicado dentro de la región de la nebulosa de Orión (ver Figura 2.11 del capítulo 2), en el cúmulo L 1641 en Orión A, que está a 417 pc (Menten et al. 2007). En la Figura 5.2 se muestra el campo del cúmulo L 1641. En el margen inferior derecho, es posible identificar también a la superficie terminal del jet HH 1, denominado HH 401.
Dicho jet (HH 34) presenta un ángulo de inclinación con respecto al plano del cielo de i ≈ 30º (Heathcote & Reipurth 1992), una luminosidad total de L = 45 L ⊙ (Cohen & Schwartz 1987) y un tiempo dinámico de dinámico = 104 años (Devine et al. 1997).
Figura 5.3: Imagen del campo del cúmulo L1641 en el complejo de Orión A. Puede observarse en el campo la presencia también de varios objetos HH, entre los cuales se destaca la superficie terminal del jet HH 1, que es el HH 401, y el HH 34. Imagen extraída de la presentación power point de Bally (2011), disponible en la página web: http://casa.colorado.edu/~bally/ASTR5740_F11/PowerPoint/. Inicialmente se pensó que la fuente de HH 34 era una estrella rojiza tenue que estaba oculta en una densa nube de polvo de la cual sólo era posible observar una nebulosa de reflexión compacta. Sin embargo, en base a las observaciones realizadas por IRAS y VLA, se encontró que la fuente, denominada HH 34 IRS, es una protoestrella de Clase I. Antoniucci et al. (2008) determinaron que la misma tiene una masa aproximada de 0.5 M⊙, una luminosidad de 2.9 L⊙ y un tipo espectral de aproximadamente M0. Por otro lado, se determinó que el disco circunestelar tiene un radio r circ ~ 1000 UA, con una masa estimada por Stapelfedt (1993) de M disco ≅ 0.2 M⊙. La taza de pérdida de masa del jet es de M ̇ ≅ 10­7 M⊙ año­1 y el rango de velocidades del mismo es de entre 200 y 300 km s­1.
88
Figura 5.4: Imagen de HH 34 de la región más cercana a la fuente. Imagen extraída de la presentación power point de Bally (2011), disponible en la página web: http://casa.colorado.edu/~bally/ASTR5740_F11/PowerPoint/. HH 34 es un jet en escala de parsecs, con una extensión total de 3 pc, el cual va desde el objeto HH 33 hasta el HH 88 como puede observarse en la Figura 5.5. y 5.6. Se evidencia de esta forma que el jet presenta un perfil en forma en “S” cuyo ángulo de apertura, como puede verse en al Figura 5.5, es de 5º. Una de las hipótesis que se maneja es que la fuente HH 34 IRS en realidad pertenece a un sistema binario, cuya compañera aún no ha sido detectada, pero que sería la que está generando un efecto tidal que da como resultado el redireccionamiento del eje del jet. Reipurth et al. (2000), mediante modelos, determinaron que si la compañera existiese, la misma debería estar a unas 70 UA, por lo que dado la distancia a al que se encuentra la fuente, y la resolución actual de los instrumentos, no sería posible detectarla. Figura 5.5: Imagen completa de HH 34, desde el objeto HH 33 al HH 88, con una extensión total de 3 pc. Imagen extraída de la presentación power point de Bally (2011), disponible en la página web: http://casa.colorado.edu/~bally/ASTR5740_F11/PowerPoint/. 89
Figura 5.6: Imagen compuesta en escala de grises de la emisión en H + [SII] donde puede observarse la extensión total del jet de HH 34, desde el objeto HH 33 (en la parte superior derecha) hasta el HH 88 (parte inferior izquierda de la imagen). Imagen tomada del trabajo de Bally & Devine (1994). 5.1.2. HH 47 HH 47 está ubicado en el borde del glóbulo de Bok ESO 210­6A (Schwartz 1977), dentro de la nebulosa de Gum, a una distancia de 450 pc (Heathcote et al. 1996), en la constelación de Vela y Puppis. La Figura 5.7 muestra al glóbulo y a HH 47, que se sitúa justamente al norte del mismo, en la parte superior de la imagen. La fuente está identificada como HH 47 IRS 1 o IRAS 08242­5050 (Emerson et al. 1984, Eislöfel et al. 1994) y fue detectada en el milimétrico por Reipurth et al. (1993). Está clasificada como un objeto joven de Clase I, con una luminosidad bolométrica ~ 12 L ⊙ (Emerson et al. 1984). Ese objeto ha sido ampliamente estudiado dado que representa al prototipo del sistema de formación estelar aislada en un glóbulo de Bok. Originalmente, se denominó como 90
HH 47 al lóbulo superior que presenta un corrimiento al azul, y HH 46 al lóbulo inferior, que tiene un corrimiento al rojo.
Antoniucci et al. (2008) midieron para la fuente una luminosidad de L = 6 L ⊙, una masa de M = 1.2 M⊙, tipo espectral T.E. = K5, una tasa de acreción de masa Ṁacc = 2.2 × 10­7 M⊙ año­1 y una tasa de pérdida de masa Ṁout = [0.3 – 2] × 10­7 M⊙ año­1. Figura 5.7: La imagen en blanco y negro muestra el glóbulo de Bok ESO 210­6A y al jet HH 46/47, tomada con el Telescopio NTT (New Technology Telescope), donde se indican los principales nodos. Es posible observar como el contrajet (lóbulo con corrimientos al rojo), es tapado por el glóbulo, emergiendo en un extremo del mismo bajo el nombre de HH 47C. La cruz indica la ubicación de la fuente de HH 47. En el recuadro inferior izquierdo es posible observar la imagen de HH 47 tomada por el Telescopio Espacial Hubble en Hα (azul) y [SII] (rojo). Extraído de la página web: http://www.capella­observatory.com/ImageHTMLs/DiffuseNebula/HH46­47Old.htm.
Noriega­Crespo et al. (2004) observaron a HH 47 con Spitzer. La Figura 5.8 muestra dicha imagen en, 3.6 μm (azul), 4.5+5.8 μm (verde) y 8.00 μm (rojo) presentada por estos autores. En ella se evidencian los denominados EGOs, ya mencionados en al sección 4.2. 91
Figura 5.8: Imagen de HH 46/47 tomada por Spitzer, con el instrumento IRAC, en 3.6 μm (azul), 4.5+5.8 μm (verde) y 8.00 μm (rojo). El campo de la imagen es de ~ 6.5' × 10.6', donde el ángulo de posición del jet es de 37º. Imagen extraída del trabajo de Noriega­Crespo et al. (2004).
El jet posee una extensión total, desde el nodo HH 47NE al HH 47SW, de 2.6 pc (Stanke et al. 1999), donde la parte central comprendida entre el nodo HH 47D al HH 47C tiene una extensión de 92
0.57 pc (Dopita et al. 1982; Graham & Elias 1983). En la Figura 5.9 se observan dichas superficies terminales. Por otro lado, se ha calculado que el tiempo dinámico del jet es de ~ 9 × 103 años. N
W
20º
8º
Figura 5.9: Imagen de HH 47 de un campo de 21' × 14' (2.7 pc × 1.8 pc), tomada en Hα al cual se le ha sustraído el continuo. La cruz indica la posición de la fuente HH 47 IRS. Se pueden observar las superficies terminales HH 47 NE y HH 47 SW. Adaptada del trabajo de Stanke te al. (1999). Hartigan et al. (2005) midieron un ángulo de inclinación con respecto al plano del cielo de 37º, y movimientos propios que van desde los ~180 km s ­1 en las regiones más alejadas del jet, hasta ~ 300 km s­1 en los vértices del frente de choque, con velocidad promedio en los nodos de ~ 200 km s ­1. El eje del jet presenta un ángulo de posición de ~ 54º, el cual no está alineado con la posición de las superficies terminales como puede observarse en la Figura 5.9. El frente de choque HH 47NE posee una orientación que difiere a la del eje del jet en ~ 20º, mientras que el HH 47SW difiere en ~8º (Stanken et al. 1999), con lo cual, presenta un ángulo de apertura de ~ 15º. Esta diferencia en el ángulo de posición entre el nodo noroeste y sureste indica que los mismos no han sido eyectados al mismo tiempo. Por otro lado, Reipurth et al. (2000) determinó que la fuente central pertenece en realidad a un sistema binario, y que la distancia entre ambas componentes es 0.26'', lo que equivale a 117 UA. La Figura 5.10, tomada con el Telescopio Espacial Hubble, en F160W (izquierda) y F250W (derecha), muestra a la fuente HH47 IRS, donde se evidencia la binaridad en ésta última. La región central del jet presenta un perfil serpenteante, como se muestra en la Figura 5.11, extraída del trabajo de Reipurth et al. (2000). El descubrimiento de la binaridad de la fuente permitiría explicar las variación en el ángulo de posición y el tambaleo del eje del jet.
93
Figura 5.10: Imagen de HH 47, tomada con el Telescopio Espacial Hubble, de un campo de 20'' × 20'', en F160W (izquierda) y F250W (derecha). La fuente está ubicada al suroeste de las imágenes donde en el panel derecho se evidencia la binaridad de la misma. Extraída del trabajo de Reipurth et al. (2000).
Figura 5.11: Curvas nivel de HH 47 correspondientes a la imagen en [S II], tomada por el Telescopio Espacial Hubble (Heathcote et al. 1996), que muestra el perfil serpenteante del jet HH 47. Imagen extraída del trabajo de Reipurth et al. (2000).
94
5.1.3. HH 333 El objeto HH 333 está ubicado en la nebulosa de reflexión NGC 1333, a unos 250 pc (Enoch et al. 2006), en la constelación de Perseo. Este cúmulo es rico en estrellas jóvenes tanto de baja masa, como de masa intermedia. En la Figura 5.12 se muestra una imagen a color, de un campo de centrado en SVS 13. Esta imagen en una combinación de los filtros Hα (rojo) y [S II] (azul­verde). La fuente central es una débil estrella rojiza, que presenta líneas de emisión en H, anchas y brillantes, típicas de las estrellas T Tauri. Sin embargo, no presenta excesos infrarrojos importantes (Lada et al 1996). Esto podría ser debido al hecho de que la estrella central estaría asociada a un disco de canto, que está ocultando a la estrella, y por ende, toda la luz que se observa proviene de una nebulosa de reflexión.
En la Figura 5.13 se observa a HH 333, el cual posee una extensión de 5' (Bally, Devine & Reipurth 1996), que es equivalente a ~ 0.36 pc. Dicha imagen es una composición de aquéllas tomadas en H + [S II]. Los nodos del Oeste presentan corrimientos de las líneas hacia el azul, mientras que los del Este, presentan corrimientos hacia el rojo. Dado que el corrimiento es pequeño (< 50 km s ­1), se supone que el jet posee una inclinación cercana al plano del cielo. Por otro lado, el ángulo de apertura es de ~ 1.6º.
Figura 5.12: Imagen color de NGC 1333, centrada en SVS 13, combinación de Hα (rojo) y [S II] (azul­verde). En la parte superior se puede apreciar débilmente a HH 333. Imagen extraída del trabajo de Bally et al. (1996).
95
Figura 5.13: Imagen de HH 333 tomada en Hα + [S II]. El Norte está arriba y el Este está a la izquierda. Extraída del trabajo de Bally et al. (1996).
5.1.4. HH 223 El jet HH 223 se encuentra en Lynds 732 (L 723), una nebulosa obscura aislada, que está ubicada a una distancia de 300  150 pc (Goldsmith et al. 1984). Fue detectado por primera vez, por Vrba et al. (1986) mediante imágenes en los filtros R, I y Hα. Se lo asocia al sistema múltiple de baja masa VLA 2 (Anglada et al. 1991), donde una de las componentes (VLA 2A) sería la fuente del jet (Carrasco­Gonzáles et al. 2008). Por su parte, López et al. (2006), mediante imágenes tomadas en Hα y [S II] del campo de L723, detectaron una cadena de nodos que identificaron con los nombres de HH 223 A hasta F3. La Figura 5.14 muestra la imagen del campo de L 723 tomada en Hα, centrado en HH 223, donde pueden localizarse los objetos VLA 1 y 2. Figura 5.14: Imagen del campo de L 723 en Hα. HH 223 se encuentra en el centro de la imagen. Las cruces indican la posición de las fuentes VLA identificadas por Anglada et al. (1991), mientras que los triángulos indican la posición de fuentes en H2 identificadas por Palacios & Eiroa (1999). Los rectángulos marcan nuevas detecciones de nebulosas en 96
Hα, identificadas en el trabajo de López et al. (2006). Imagen extraída del trabajo de López et al. (2006). Mediante espectros de ranura larga, López et al. (2009) observaron que el espectro presenta líneas características de gas que está siendo excitado por choque, y midieron las velocidades radiales de los nodos, las cuales están dentro del rango de entre ­60 a ­130 km s ­1. La Figura 5.15, del trabajo de López et al. (2010), muestra a HH 223 tomada con un filtro en H 2 v = 1­2 S(0), cuya extensión total, desde el nodo SE1 hasta el NW2, es de ~ 5.5' (~0.5 pc) y donde se destaca el perfil en “S”. Cabe destacar que la mayoría de los nodos identificados en el óptico tiene su contraparte en H2.
Figura 5.15: Imagen del campo de L 723, obtenida con el instrumento LIRIS (Long­Slit Intermediate Resolution Infrered Spectrograph) del Telescopio WHT (Williams Herschel Telescope), en el filtro de H 2 (2.12 μm), donde se muestra la estructura de HH 223 con sus correspondientes nodos. El Norte está arriba y el Este a la izquierda. Imagen extraída del trabajo de López et al. (2010).
5.1.5. IRAS 16547­4247 El objeto IRAS 16547­4247 o G343.126­0.062 (Bronfman et al. 1996) es una protoestrella aislada, de alta masa, muy brillante, embebida en un nube molecular gigante, que yace a una distancia de 2.9 Kpc (Garay et al. 2003). Su luminosidad bolomética es de 6.2 × 10 4 L⊙, la cual es equivalente al de una estrella de tipo espectral O8 de Secuencia Principal (Brooks et al. 2003). El jet asociado es altamente colimado, presenta un ángulo de apertura de 15º, un ángulo de posición de ­16º y una inclinación de 84º (Garay et al. 2007). La Figura 5.16 muestra al jet IRAS 16547­4247 tomada en 8.64 GHz por el VLA (Very Large Array). Nuevamente, al igual que los objetos anteriores es posible notar que este jet observado en radio presenta un perfil en “S”. Garay et al. (2003) fueron los primeros en detectar tres fuentes de radio asociadas a IRAS 16547­
4247, que se encuentran alineadas de noroeste a sureste, con lóbulos simétricamente separados por una distancia angular de ~ 10'' (~ 0.14 pc). Además, midieron los siguientes parámetros: M ≃ 1.3 × 10­2 M⊙, tasa de pérdida de masa de ~ 8 × 10­6 M⊙ año­1, tasa de acreción de masa de ~ 1× 10­2 M⊙ año­1, masa del núcleo molecular de 9 × 102 M⊙ y diámetro del núcleo molecular igual a 0.38 pc. Por su parte, Brooks et al. (2003) observaron en H 2 (2,12 μm) una cadena de nodos, cuya extensión total es de ~ 1.5 pc. La Figura 5.17 muestra dicha cadena de nodos. Por su parte, Garay et al. (2007) 97
midieron un tiempo dinámico del outflow de ~ 6 × 103 años. Figura 5.16: Imagen de contornos en 8.64 GHz del jet asociado a IRAS 16547­4247, tomada por el VLA (Very Large Array). La línea continua indica el perfil sinusoidal del jet/outflow, y las flechas indican los movimientos propios de los nodos N­1 y S­1. Figura extraída del trabajo de Rodríguez et al. (2008). Figura 5.17: Imagen del jet asociado a IRAS 16547­4247 tomada en H 2 (2.12 μm) a lal cual se le ha extraído el continuo. La cruz indica la ubicación del radio jet térmico detectado por Garay et al. (2003). Imagen extraída del trabajo de Brooks et al. (2003).
98
5.1.6. Modelos de jets Para tratar de explicar la desviación en la dirección de propagación de los jet se plantean en la literatura básicamente tres modelos, los cuales se basan en: (1) la acción de las fuerzas de Lorentz entre el jet y un campo magnético externo; (2) el movimiento orbital de la fuente del jet, por pertenecer a un sistema binario (o múltiple); y (3) la precesión de la fuente de la cual emana el jet. El primer mecanismo, se basa en el hecho que los campos magnéticos externos provenientes del medio interestelar pueden causar, dependiendo de su intensidad y dirección en el espacio, la desviación del propio jet (ver por ejemplo, Fendt & Zinnecker 1998; Terquem et al. 1999, Velázquez et al. 2013). El segundo está relacionado con el hecho de que la binaridad es un factor muy común tanto en las estrellas de Secuencia Principal, como en las de Pre – Secuencia (ver por ejemplo Terquem et al 1999; Raga et al. 2009; Velázquez et al. 2013). Finalmente, el tercero se encuentra asociado con el hecho de que, en un sistema doble, la compañera de la estrella de la cual emana el jet puede producir un torque en el disco de acreción de la fuente del jet, que genera un movimiento de precesión retrógrado en el sistema disco/jet, lo que se traduce en un perfil sinusoidal (ver por ejemplo, Lightfoot & Glencross 1986; Reipurth & Zinnecker 1993; Raga et al. 1993; Köhler & Leinert 1997; Raga et al. 2009; Velázquez et al. 2013). 5.2. Comentarios finales del capítulo En este capítulo se ha intentado demostrar que la morfología sinusoidal del jet HH 31 no es excepcional, sino que es una característica común en los jets asociados a las estrellas jóvenes en formación. Particularmente, dicha morfología es observada en jets asociados a protoestrellas que pertenecen a sistemas binarios. Debido al movimiento orbital de las componentes, el eje del jet cambia su dirección en función del tiempo y produce un perfil en forma de ''S'' sobre el plano del cielo. En algunos casos sólo se detecta una curvatura muy sutil, como es el caso de HH 497 de la Figura 4.1, o HH 333, Figura 4.13. En otros, como el radio jet asociado a IRAS 16547­4247 (ver Figura 4.16) o el propio HH 31, presenta un perfil más curvado. Sin embargo en todos los casos es evidente que el eje del jet cambia su dirección en función del tiempo. Además, cabe mencionar que la morfología sinusoidal no es una característica exclusiva de las imágenes tomadas en el rango óptico del espectro, sino que también se evidencia en imágenes tomadas tanto en el óptico como en el infrarrojo o en radio. Esto refuerza la ideal del modelo unificado para los jets ópticos/infrarrojos y los outflows moleculares. 99
Resultados En este trabajo se ha estudiado en profundidad la fuente IRAS 04248+2612 y su jet asociado HH 31, mediante el análisis de imágenes tomadas en H , [OI] y en las bandas [3.6], [4.5] y [8.0] m. Dichas imágenes fueron tomadas con el telescopio de 1.2 m del Observatorio de Fred L. Whipple en Mt. Hopiknis (Arizona, EEUU) y el Telescopio Espacial Spitzer. De esta manera se logró identificar un mayor número de subestructuras dentro de los nodos previamente reportados en [SII], en el trabajo de Gómez et al. (1997). Cabe destacar que también se observó la presencia de estructuras filamentosas que parecieran unir los nodos entre si, y que permitirían delinear la estructura completa del jet. Por otro lado, los espectros tomados de los nodos HH 31­AB, HH 31­C y HH 31­E confirmaron la clasificación de los mismos como objetos Herbig – Haro.
Basados en la binaridad de la fuente IRAS 04248+2612 (Padgett et al. 1999) y la comparación con el período orbital y el tiempo dinámico del jet es posible proporcionar una explicación a la morfología sinusoidal del eje del jet. Numerosos estudios sugieren que esta morfología es una característica común, en sistemas dobles o múltiples. Es por ello que, se plantea la binaridad como principal causa de tales perfiles. Duchêne et al. (2004) detectaron la presencia de una posible tercer componente del sistema; sin embargo, en este trabajo se llegó a al conclusión que si ésta estuviera ligada gravitacionalmente al par estelar, no se le podría atribuír la causa del perfil en “S”. Por otra parte, la medición de los correspondientes tiempos dinámicos de cada nodo, dio como resultado diferencias de aproximadamente 100 años, hecho que podría sugerir que la fuente IRAS 04248+2612 se corresponde con una estrella FU Orionis. No obstante, hasta el momento no se han registrado variaciones fotométricas causadas por los característicos estallidos de estas estrellas, debido, en parte, a la falta de monitoreos sistemáticos, y a que la detección de la fuente fue ~ 20 años posterior al surgimiento del nodo HH 31­E.
100
Perspectivas Futuras
Para el futuro se desea seguir investigando al jet HH 31 y su característico perfil sinusoidal. En particular, se pretende tomar espectros de alta resolución de los nodos más alejados de la fuente, denominados HH 31AB y HH 31C, con el fin de medir las velocidades radiales con las cuales se están desplazando en el medio interestelar. Por otro lado, la medición de los movimientos propios de los nodos HH 31C­1 y HH 31C­2, ayudarían a esclarecer si estos forman parte del sistema de nodos en forma de “S” del jet en cuestión o si fueron generados por alguna otra estrella cercana en formación. También se desea tomar imágenes en H2, dado que hasta el momento no se ha registrado en la literatura la detección de dicha emisión, por parte del jet. Por otro lado, se pretende realizar un catálogo que liste todos los objetos HH que presenten un perfil sinusoidal que se conozcan en la literatura, con el fin de realizar un seguimiento de los mismos y su relación con la binaridad o multiplicidad de la fuente. 101
Referencias
Adams, F. C., Lada, C. J. & Shu, F. H., 1987, ApJ, 312, 788–806 André, P., Ward­Thompson, D & Barsony, M, 1993, ApJ, 406, 122–141
Anglada, G., Estalella, R., Rodrŕguez, L.F., et al, 1991, ApJ, 376, 615.
Anglada, G., López, R., Estalella, R., Masegosa, J. et al., 2007, AJ, 133, 2799–2814 Antoniucci, S., Nisini, B., Giannini, T. & Lorenzetti, D., 2008, A&A, 479, 503–514 Arce, H. G., Shepherd, D., Gueth, F., Lee, C.­F. et al., 2007, Protostars and Planets V, Editado por B. Reipurth, D. Jewitt, & K. Keil, University of Arizona Press, Tucson, 951, 245­260 Bachiller, R., Martin­Pintado, J., Tafalla, M., Cernicharo, J. & Lazareff, B., 1990, A&A, 231, 174­
186
Bachiller, R., 1996, ARA&A, 34, 111–154 Bachiller, R. & Tafalla, M., 1999, en The Origin of Stars and Planetary Systems, Editado por Charles J. Lada y Nikolaos D. Kylafis, Publicado por Kluwer Academic, p.227
Bally, J. & Devine, D., 1994, ApJ, 428, L65–L68 Bally, J.; Devine, D.; Reipurth, Bo, 1996, ApJ, 473, 49
Bally, J. & Reipurth, B., 2001, ApJ, 546, 299–323
Bally, J., Heathcote, S., Reipurth, B,. Morse, J., et al., 2002, AJ, 123, 2627–2657
Baraffe, I., Chabrier, G., Allard, F., & Hauschildt, P., 1998, A&A, 337, 403
Baraffe, I., Chabrier, G., Allard, F. & Hauschildt, P. H., 2002, A&A, 382, 563–572 Baravalle, L. Cúneo, V., Taormina, M., Gómez, M., 2009, 52 Reunión de la Asociación Argentina de Astronomía, La Plata, Buenos Aires
Barnard, E. E., 1997, en A photographic Atlas of selected regions of the Milky Way, Publicado por Carnegie Institution of Washington
Beck, T., McGregor, P., Takami, M., & Pyo, T.S., 2008, ApJ, 676, 472
Böhm, K. H., 1983, RMXAA, 7, 55–70
Bronfman, L., Nyman, L­Å., & May, J. A. 1996, A&AS, 115, 81
Brooks, K. J., Garay, G., Mardones, D., & Bronfman, L. 2003, ApJ, 594, L131–L134 Carrasco­González, C., Anglada, G., Rodríguez, L. F., et al. 2008, ApJ, 676, 1073–1081
Cesaroni, R., Felli, M., Jenness, T., Neri, R., et al., 1999, A&A, 345, 949–964 Cesaroni, R., Neri, R., Olmi, L., et al., 2005, A&A, 434, 1039–1054 Cesaroni, R., 2007, prpl.conf, 197–212 102
Chabrier, G. & Baraffe, I., 2000, ARA&A, 38, 337–377 Chabrier, G., Baraffe, I, Allard, F. & Hauschildt, P. H., 2000, ApJ, 542, 464–472
Chauvin, G., Lagrange, A. M., Dumas, C., et al., 2004, A&A, 425, L29–L32 Chauvin, G., Lagrange, A. M., Dumas, C, Zuckerman, B., et al., 2005, A&A, 438, L25–L28 Christopher F. McKee and Eve C. Ostriker, 2007, ARA&A, 45, 565­687
Cohen, M. & Schwartz, R. D., 1987, ApJ, 316, 311­314, 317­322
Connelley, M. S., Reipurth, B. & Tokunaga, A. T., 2007, AJ, 133, 1528–1559 Connelley, M. S. & Greene, T. P., 2010, ApJ, 140, 1214–1240
Correia, J. C., Griffin, M. & Saraceno, P., 2004, A&A, 418, 607–616
Cyganowski, C. J., Whitney, B. A., Holden, E., Braden E., et al., 2008, AJ, 136, 2391–2412
Devine, D., Bally, J., Reipurth, B., Heathcote, S., 1997, AJ, 114, 2095
Dopita, M. A., Evans, I. & Schwartz, R. D., 1982, ApJ, 263, L73–L77
Duchêne, G., Bouvier, J., Bontemps, S., André, P. & Motte, F., 2004, A&A, 427, 651–665
Ducourant, C., Teixeira, R., Chauvin, G., et al., 2008, A&A, 477, L1­L4
Dupree, A., Sasselov, D., & Lester, J., 1992, ApJ, 387, L85–L88 Eislöffel, J., Davis, C. J., Ray, T. P. & Mundt, R., 1994, ApJ, 422, L91–L93 Eislöffel, J., Mundt, R., Ray, T. P., & Rodríguez, L. F. 2000, en Protostars and Planets IV, Editores V. Mannings, A. P. Boss, & S. S. Russell, Tucson, AZ, Univ. of Arizona Press, 815
Emerson, J. P., Harris, S., Jennings, R. E., Beichman et al., 1984, ApJ, 278, L49–L52 Enoch, M. L., Young, K. E., Glenn, J., et al. 2006, ApJ, 638, 293
Fischer, W. J.; Megeath, S. T.; Ali, B.; Tobin, J. J.; Osorio, et al., 2010, A&A, 518, 122
Frank, J., King, A. & Raine, D. 1992, en Accretion Power in Astrophysics, 2 Ed., Cambridge da
University Press
Frendt, C. & Zinnecker, H., 1998, A&A, 334, 750–755 Garay, G., Brooks, K., Mardones, D., & Norris, R. P. 2003, ApJ, 587, 739–747 Garay, G.,Mardones, D., Bronfman, L., Brooks, K. L. et al., 2007, A&A, 463, 217–224
Goldsmith, P. F., Snell, R. L., Hemeon­Heyer, M., & Langer, W. D. 1984, ApJ, 286, 599–608 Goldsmith, P. F., Heyer, M., Narayanan, G., Snell, R., Li, D & Brunt, C., 2008, ApJ, 680, 428–445
Gómez, M., Whitney, B. A. & Kenyon, S. J., 1997, AJ, 114, 1138 Graham, J. A. & Elias, J. H., 1983, ApJ, 272, 615–626
Gramajo, L. V., Whitney, B. A., Gómez, M. & Robitaille, T. P., 2010, ApJ, 139, 2504–2524
Gramajo, L. V., Rodón, J. A., Gómez, M. & Whitney, B. A., 2013, en preparación
103
Greene, T. P. & Lada, C. J., 1996, AJ, 112, 2184G
Haro, G., 1952, ApJ, 115, 697
Hartigan, P., Kenyon, S. J., Hartmann, L., et al., 1991, ApJ, 382, 617–635 Hartigan, P., Morse, J. A., Tumlinson, J., Raymond, J. & Heathcote, S., 1999, ApJ, 512, 901–915 Hartigan, P., Heathcote, S., Morse, J. A., Reipurth, B. & Bally, J., 2005, AJ, 130, 2197–2205
Hartman & Kenyon, 1996, ARA&A, 34, 207–240 Hartman, L. W., 1998, en Acretion Processes in Star Formation, Cambridge University Press
Heathcote, S. & Reipurth, B., 1992, AJ, 104, 2193–2212 Heathcote, S,. Morse, J. A., Hartigan, P., Reipurth, B., Schwartz, R. D., Bally, J. & Stome, J. M., 1996, AJ, 112, 1141
Herbig, George H., 1951, ApJ, 113
Heyer, M. H., Snell, R. L. & Goldsmith, P. F., 1987, ApJ, 321, 370–382 Ishii, M., Tamura, M. & Itoh, Y., 2004, ApJ, 612, 956–965
Kenyon, S. J., Whitney, B. A., Gomez, M., & Hartmann, L. 1993b, ApJ, 414, 773
Kenyon, S.J., Dobrzycka, D., & Hartmann, L. 1994, AJ, 108, 1872 Kenyon, S. J.,1999, en The Origin of Stars and Planetary Systems, Editado por Charles J. Lada and Nikolaos D. Kylafis, Publicado por Kluwer Academic, p.613
Köhler R. & Leinert C., 1998, A&A, 331, 977–988 Lada, C. J., Alves, J.& Lada, E. A. 1996, AJ, 111, 1964
Lada, C. J., 1999, en The Origin of Stars and Planetary Systems, Editado por Charles J. Lada y Nikolaos D. Kylafis, Publicado por Kluwer Academic, p.143
Lightfoot, J. F., & Glencross, W. M., 1986, MNRAS, 221, 993­1000
Lombardi, M., Lada, C. J., & Alvez, J., 2010, A&A, 512, 67
López, R., Estalella, R., Gómez, G., & Riera, A. 2006, A&A, 454, 233
López, R., Estalella, R., Gómez, G., Riera, A., & Carrasco­González, C. 2009, A&A, 498, 761
López, R, Acosta­Pulido, A., Gómez, G., Estalella, R. & Carrasco­González, C., A&A, 523, 16 Lucas, P. W., Roche, P. F., Allard, F. & Hauschildt, P. H., 2001, MNRAS, 326, 695L
Lynds, B. T. 1962, ApJS, 7, 1–52 McKee, C. F. & Ostriker, E. C., 2007, ARA&A, 45:565­687
Menten, K. M., Reid, M. J., Forbrich, J. & Brunthaler, A., 2007, A&A, 474, 515–520 Meyers – Rice, B.A. & Lada, C. J., 1991, ApJ, 368, 445
Miller, G. E. & Scalo, J. M., 1979, ApJS, 41, 513–547
104
Moriarty­Shieven, G. H., Wannier, P. G., Tamura, M. & Keene, Jocelyn, 1992, ApJ, 400, 260–264 Muzzerolle, J., Hartmann, L., & Calvet, N., 1998, AJ, 116, 2965
Myers, P. C., Lynke, R. A. & Benson, P. J., 1983, ApJ, 264, 517–537 Nakajima, T., Oppenheimer, B. R., Kulkarni, S. R., et al., 1995, Natur, 378, 463–465 Narayanan, Gopal, Snell, Ronald & Bemis, Ashley, 2012, MNRAS, 425, 2641–2667 Natta, A., Testi, L., Muzerolle, J., et al., 2004, A&A, 424, 603­612
Noriega Crespo, A., Boehm, K., Calvet, N., 1991, AJ, 379, 676­682
Noriega­Crespo, A., Morris, P., Marleau, F. R., Carey, S., et al. 2004a, ApJS, 154, 352–358 Ogura, K. 1995, ApJ, 450, L23
Osterbrock, D. E., 1958, PASP, 70, 399
Padgett, D., Brandner, W., Stapelfeldt, K., Strom, S., Terebey, S., & Koerner, D., 1999, AJ, 117, 1490
Padgett, D. L., Cieza, L., Stapelfeldt, K. R., et al. 2006, ApJ, 645, 1283
Padoan, P., Cambrésy, L., Langer, W. 2002, ApJL, 580, 57
Park, S., & Kenyon, S. J. 2002, AJ, 123, 3370
Phan Bao, N., Riaz, B., Lee, C. F., et al., 2008, ApJ, 689, L141­L144
Phan Bao, N., Lee, C. F., Ho, P.T., Tang, Y. W., 2011, ApJ, 735, article id 14
Pineda, J. L., Goldsmith, P. F., Chapman, N., Snell, R. L., Li, Di, Cambrésy, L. & Brunt, C., 2010, ApJ, 721, 686–708
Pravdo, S. H., Rodriguez, L. F., Curiel, S. et al, 1985, ApJ, 293, L35 Raga, A. C.; Canto, J.; Biro, S., 1993, MNRAS, 260, 163­170
Raga, A. C., Böhm, K. H. & Cantó, J., 1996, RMXAA, 32, 161–74 Raga, A.C., Reipurth, B., Cantó, J., et al., 2011, RMXAA, 47, 425­437
Reach, W. T., Rho, J., Tappe, A. et al. 2006, AJ, 131, 1479­1500
Reipurth, B. & Heathcote, S., 1992, A&A, 257, 692–700 Reipurth, B., Chini, R., Krugel, E., Kreysa, E., & Sievers, A. 1993, A&A, 273, 221
Reipurth, B., Heathcote, S., Roth, M., et al., 1993, AJ, Part 2, 408, L49­L52
Reipurth B., Zinnecker H., 1993, A&A, 278, 81
Reipurth, B. & Raga, A.C., 1999, en The Origin of Stars and Planetary Systems, Editado por Charles J. Lada and Nikolaos D. Kylafis, Publicado por Kluwer Academic, p.267
Reipurth, Bo, 1999, A General Catalogue of Herbig – Haro Objects, Segunda Edición, Publicado en Center for Astrophysics, Univ. Colorado, USA. Disponible en la página web: http://casa.colorado.edu/hhcat/ 105
Reipurth, B., Heathcote, S., Yu, K.C., et al., 2000, ApJ, 534, 317­323
Reipurth, B., Yu, K. C., Heathcote, S., Bally, J., & Rodríguez, L. F. 2000, AJ, 120, 1449
Reipurth, B. & Bally, J., 2001, ARA&A, 39:403­455
Reipurth, B., Heathcote, S., Morse, J., et al., 2002, ApJ, 123, 362­381
Riaz, B., Lodato, G., Stamatellos, D., Gizis, J.E., 2012, MNRAS, 422, 6­10
Riaz, B., Lodato, G., Stamatellos, D., Gizis, J.E., 2012, MNRAS, 424, L74­L76
Robitaille, T.P., Whitney, B.A., Indebetouw, R., et al., 2006, ApJS 167,256­285
Robitalle. T. P., Whitney, B. A., Indebetouw, R., Wood, K. & Denzmore, P., 2006, ApJS, 167, 256–
285 Rodón, J. A., 2006, Trabajo Especial de la Licenciatura en Astronomía, FAMAF – UNC
Rodríguez, L. F, Delgado­Arellano, V. G., Gómez, Y., Reipurth, B., et al. 2000, AJ, 119, 882–889 Schwartz, R. D., 1975, ApJ, 195, 631
Schwartz, R. D., 1977, ApJ, 212, L25–L26 Sepúlveda, I., Anglada, G., Estalella, R., López, R., Girart, J. M. & Yang, J., 2011, A&A, 527, 41
Shepherd, D.S., Yu, K.C., Bally, J., Testi, L., 2000, ApJ, 535, 833­846
Shepherd, D., 2003, ASPC, 287
Shu, F.H., Adams, F.C., Lizano, S., 1987, ARA&A, 25, 23­81
Siess, L., Dufour, E., & Forestini, M. 2000, A&A, 358, 593
Smith, M. D., & Rosen, A. 2005, MNRAS, 357, 1370–1376 Snell, R. L., Loren, Robert B. & Plambeck, Richard L., 1980, ApJ, 239, L17–L22 Snell. R. L., Scoville, N. Z., Sanders, D. B., Erickson, N. R., 1984, ApJ, 284, 176
Sridharan, T. K., Williams, S. J. & Fuller G. A., 2005, ApJ, 631, L73–L76 Stanke, T., McCaughrean, M. & Zinnecker, H., 1999, A&A, 350, L43–L46 Stapelfeldt, K. R. & Scoville, N. Z., 1993, ApJ, 408, 239–250 Tamura, M., Gatley, I., Waller, W., & Werner, M. 1991, ApJ, 374, L25
Vrba, F. J., Luginbuhl, C. B., Strom, S. E., et al. 1986, AJ, 92, 633
Whelan, E. T., Ray, T.P., Bacciotti, F., et al., 2005, Nature, 435, 652–654 Whelan, E.T., Ray, T.P., Bacciotti, F., et al., 2005, prpl.conf., Nº 1286, p.8073
Whelan, E.T., Ray, T.P., Bacciotti, F., et al., 2007, ApJ, 659, L45­L48
White, R. J. & Hillenbrand, L. A., 2004, ApJ, 616, 998–1032 Whitney, B. A, Wood, K., Bjorkman, J. E. & Cohen, M., 2003a, ApJ, 598, 1079–1099 Whitney, B. A., Wood, K., Bjorkman, J. E., & Wolff, M. J. 2003b, ApJ, 591, 1049–1063 106
Young, C. H., Shirley, Y. L. & Evans II, Neal J., 2003, ApJS, 145, 111–145
Zhang, M., & Wang, H. 2009, AJ, 138, 1830–1845