Disks and jets in the formation of multiple stellar systems

Resumen

El objetivo general de esta tesis es estudiar las primeras etapas del proceso de formación estelar en sistemas múltiples. Para ello analizamos dos aspectos complementarios de la formación múltiple de estrellas: la formación simultánea de protoestrellas en un cúmulo, y la formación de un sistema binario individual. Utilizamos observaciones sensitivas, de alta resolución y de multifrecuencia obtenidas con los instrumentos Very Large Array (VLA) y Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array (ALMA), en modo de continuo y de línea. Las observaciones centimétricas de continuo con el VLA nos permiten detectar la emisión libre-libre térmica de jets ionizados y discos fotoevaporados, mientras que la emisión continua milimétrica detectada con ALMA traza el polvo en el plano medio de los discos circunestelares, y la emisión de línea nos proporciona los medios para estudiar su cinemática. Además, la alta resolución angular y la sensibilidad de nuestras observaciones nos permite detectar componentes de varios potenciales sistemas múltiples. En primer lugar, presentamos observaciones del VLA en múltiples longitudes de onda (0.7-5 cm) y en varias épocas (1994-2015) hacia la región que contiene las fuentes de IR lejano FIR 3 (HOPS 370) y FIR 4 (HOPS 108) en la Nube Molecular de Orión 2(OMC-2, por sus siglas en inglés). Reportamos la detección de 10 fuentes de radio, siete de ellas identificadas como objetos estelares jóvenes (YSO, por sus siglas en inglés). Obtenemos la imagen del radio jet muy bien colimado (VLA 11) con emisión térmica libre-libre en su núcleo, asociado con la protoestrella de Clase I HOPS 370, de masa intermedia. El jet presenta varios nudos (VLA 12N, 12C, 12S) de emisión de no térmica (probablemente sincrotrón debido al choque de electrones relativistas) a distancias de ∼7500-12500 unidades astronómicas (au) de la protoestrella, en una región donde otros trazadores de choque han sido previamente identificados. Mostramos que estos nudos se están alejando de la protoestrella HOPS 370 a ∼100 km/s. La protoestrella de Clase 0 HOPS 108, que detectamos como una fuente de radio independiente, cinemáticamente desacoplada del jet, cae en el camino de estos nudos no térmicos. Estos resultados favorecen el escenario propuesto anteriormente donde la formación de HOPS 108 ha sido desencadenada por el impacto del jet de HOPS 370 con el material denso a su alrededor. Sin embargo, HOPS 108 presenta una velocidad de movimiento propia aparente de ∼30 km/s, similar a la de otras estrellas “fugitivas” en Orión, cuyo origen es desconcertante. Más adelante, ampliamos nuestro estudio a todo el campo de visión de esas observaciones, una porción de 12.5' de largo del Filamento con Forma de Integral (ISF, por sus siglas en inglés) que contiene a toda la región OMC-2 y los 2.5' más al sur de la región OMC-3. Reportamos 47 fuentes de radio adicionales, 23 de las cuales se presentan aquí por primera vez. Para estas 47 fuentes de radio, reportamos sus posiciones, densidades de flujo e índices espectrales. Discutimos sobre la naturaleza de estas 47 fuentes de radio analizando su índice espectral de radio, morfología, emisión en otros rangos de longitud de onda, posición relativa al ISF y asociación con condensaciones de polvo. Concluimos que, del total de 57 fuentes de radio en el campo de visión, 41 (72 %) están muy probablemente asociadas con la región de formación estelar, 6 son fuentes de fondo extragalácticas, y no estamos seguros de la asociación con la región de las 10 fuentes restantes. De las 41 fuentes asociadas con la región de formación estelar, 36 están trazando la posición de YSOs, 3 están trazando la emisión no térmica de los nudos de un jet, una está trazando la pared ionizada por choques de una cavidad, y una podría ser un YSO o un nudo de un jet. Identificamos de forma clara la emisión de radio continuo de las fuentes impulsoras de los 9 chorros moleculares previamente reportados en nuestro campo de visión. Para cuatro de estas fuentes resolvemos claramente su morfología alargada característica de los radio-jets. Detectamos emisión térmica libre-libre proveniente de dos YSOs de Clase III que podría estar trazando sus discos fotoevaporados asociados. Encontramos signos de variabilidad en 13 fuentes de radio, siete de las cuales también son variables en longitudes de onda más cortas (infrarrojo cercano/óptico/rayos X). Encontramos 7 pares de fuentes de radio con una separación proyectada < 3000 au, que constituyen potenciales sistemas binarios; teniendo en cuenta fuentes adicionales que se han detectado a otras longitudes de onda, identificamos un total de 17 potenciales sistemas múltiples en nuestro campo de visión en ese rango de separación. Finalmente, estudiamos el sistema binario cerrado SVS 13, con componentes separadas 90 au. Detectamos al menos dos discos circunestelares de polvo y gas, y un disco circumbinario con prominentes brazos espirales, que parece estar en las primeras etapas de formación, asociado con este sistema protoestelar. La emisión de polvo parece más intensa y compacta hacia la componente VLA 4B, mientras que la VLA 4A parece estar asociada con una mayor cantidad de polvo y con transiciones moleculares más intensas. Somos capaces de estimar temperaturas rotacionales y densidades de columnas moleculares, indicando altas temperaturas y una rica química. Las transiciones moleculares típicas de los "corinos" calientes se detectan hacia las dos componentes VLA 4A y VLA 4B. A partir de la emisión de polvo observada y la información cinemática estimamos la orientación del sistema, las masas estelares y las de sus discos asociados. Nuestro análisis de los movimientos propios y la cinemática de los discos sugieren que hasta cuatro objetos estelares, uno de ellos una estrella visible, podrían estar presentes dentro de una región de < 100 au. En resumen, SVS 13 parece ser un excelente caso de estudio con el que contrastar simulaciones numéricas de las primeras etapas en la formación de sistemas binarios y múltiples.