Grandes estructuras del medio interestelar

  • Supercáscaras de hidrógeno neutro

    Composición

Las supercáscaras de hidrógeno neutro (SC-HI de acá en más) se encuentran entre los objetos más enigmáticos e interesantes del medio interestelar (MIE de acá en más) de una galaxia. Diversos mecanismos físicos han sido propuestos para explicar su origen. Entre los mismos cabe citar los efectos combinados de los vientos estelares de estrellas de gran masa y las explosiones de supernova que sufren las mismas hacia el final de su evolución. Estos mismos fenómenos desempeñan un rol muy importante en determinar el balance energético del medio interestelar, en la evolución del MIE a gran escala, y en la formación de nuevas generaciones de estrellas.

Observaciones realizadas en la línea de 21-cm del átomo de HI1,2,3,4,5, han permitido identificar una variedad de SC-HI cuyos tamaños lineales van desde unas pocas decenas de parsecs(*) hasta centenares de parsecs. Las SC-HI de mayor tamaño a veces requieren de una inyección de energía en el MIE del orden de 1053 a 1054 ergios. Esto implicaría que un gran número de estrellas de gran masa deberían haber vivido y evolucionado en un volumen relativamente pequeño, como para poder explicar la formación de las SC-HI por los procesos anteriormente mencionados. Como los super cúmulos de estrellas necesarios para explicar las estructuras de mayor tamaño no son muy abundantes en galaxias como la Vía Láctea6, mecanismos alternativos tales como la colisión de nubes de alta velocidad con el gas de la Vía Láctea7; las explosiones de rayos gamma8,9; y la formación de estrellas de quarks a partir de estrellas de neutrones10 han sido sugeridos. Por completitud, cabe mencionar que estos mecanismos, si bien abren nuevas opciones, no se encuentran libres de dificultades a la hora de interpretar algunas de las características observacionales de las SC-HI.

Como fuera mencionado al inicio, las SC-HI son observadas en la emisión producida por el átomo de HI en la línea de λ ~ 21-cm (ν ~ 1.420 MHz). A partir de dichas observaciones se ha encontrado que la mayoría de las SC-HI catalogadas hasta el momento, poseen una apariencia aproximadamente esférica, con una zona interna de muy baja densidad que se encuentra rodeada por “paredes” de HI. Estas últimas se pueden llegar a expandir a velocidades de varios decenas de kilómetros por segundo. Con tiempos dinámicos de vida del orden de decenas de millones de años, las SC-HI sobrevivirían a las estrellas de gran masa que pudieran haberle dado origen (si ese hubiese sido el proceso físico que las pudiera haber originado), por lo que las mismas podrían ser usadas como registros fósiles para estudiar los efectos de formación estelar en la Vía Láctea.

Durante su evolución, las SC-HI podrían dar origen a nuevas generaciones de estrellas. Este proceso, aunque factible desde un punto de vista teórico, posee actualmente sólo un muy limitado número de ejemplos observacionales confirmados. Por lo tanto puede aseverarse que la formación estelar (sea esta secuencial o gatillada) posiblemente originada por la evolución temporal de SC-HI es un fenómeno que no ha sido investigado en forma sistemática. A modo de síntesis, se podría preguntar, ¿Cuál es la importancia de las SC-HI en el proceso de formación de nuevas generaciones de estrellas?

En pos de encontrar una respuesta a la pregunta anterior, cabe preguntarse:
1) ¿Cuál es la completitud de los catálogos existentes de supercáscaras de HI?
2) ¿Cuál es el número de potenciales asociaciones físicas entre estrellas de gran masa (o agregados de estrellas de gran masa) y supercáscaras de HI?
3) Dentro de las posibles asociaciones físicas encontradas en 2), ¿Cuántas muestran evidencia observacional que permita concluir que tal interacción es real y no simplemente consecuencia de efectos de proyección a largo de una dada línea de la visual?
Nuestra investigación se orienta a intentar responder esas preguntas.

  • Investigadores participantes:

E. Marcelo Arnal
Mariela A. Corti 
Laura Suad


Referencias:
(*) 1 parsec ~ 3,26 años luz ~ 9,5 x 1012km
1 Heiles 1979 ApJ 229, 533
2 Heiles 1984 ApJS, 55, 585
3 Rand & Stone 1996 AJ 111, 190
4 de Blok & Walter 2000, ApJ 537, L95
5 McClure-Griffiths et al., 2002, ApJ 578, 176
6 Kennicutt, Edgar & Hodge 1989, ApJ 337, 761
7 Tenorio-Tagle, 1981, A&&A 94, 338
8 Efremov, Elmegreen & Hodge, 1998 ApJ 501,L163
9 Loeb & Perna, 1998, ApJ 503,L35
10 Haensel & Zdunik, 2007, astro-ph/0701258v1