Variación de la formación estelar en simulaciones

La ley de Kennicutt-Schmidt y su importancia en formacion estelar.
La formación de estrellas es un complejo mecanismo que involucra la interacción de numerosos procesos dinámicos, térmicos, radiativos y químicos. A pesar de que aún no tenemos un completo entendimiento de los detalles de la formación estelar, existen algunas teorías que tratan de explicar este fenómeno. Entre ellas, una que sobresale es el colapso gravitacional que forma nubes moleculares densas, en las cuales las estrellas son creadas. Durante este proceso la gravedad es contrarrestada por turbulencia, campos magnéticos, y presión de gas. Ante este complicado panorama, es sorprendente que se observe una relación de la forma ∑SFR ∝ ∑gasN entre la densidad superficial de tasa de formación estelar y la densidad superficial de gas.

Esta relación fue inicialmente propuesta por Schmidt, y luego observada por Kennicutt. Desde entonces, numerosos grupos se han dedicado a su estudio, tanto desde el punto de vista observacional como teórico. A pesar del consenso de la existencia de esta ley, hay numerosos detalles de los cuales aún no se tiene certeza. Por ejemplo, el exponente N puede variar entre 1.0 y 2.0, la ley puede ser válida solo para gas molecular en vez de gas total, o incluso puede existir una bi-modalidad en la ley para galaxias locales y a alto corrimiento al rojo.

Estudio numérico de la relación de Kennicutt-Schmidt

Para estudiar el comportamiento de la ley de Kennicutt-Schmidt (KS), ocupamos simulaciones numéricas ejecutadas con el código Enzo, el cual se basa en la técnica de grilla de refinamiento adaptativa (AMR, por las siglas en inglés de Adaptive Mesh Refinement). Nuestra simulación consiste en un galaxia de disco aislada, en donde se incluye gas, estrellas y materia oscura. Adicionalmente se incluyen procesos de enfriamiento y calentamiento del gas, y a medida que el gas colapsa también se permite la formación de nuevas estrellas. Éstas a su vez explotan en forma de supernovas, las cuales reinyectan energía al medio interestelar (ISM, por las siglas en inglés de Interstellar Medium) a través de procesos de retroalimentación.

Evolución de la simulación: el medio interestelar

La evolución de la galaxia esta caracterizada por el desarrollo de inestabilidades en el gas, las cuales implican la fragmentación del disco en filamentos y grumos (Figura 1). Esto conlleva a la formación de estrellas y la posterior explosión de las mismas en forma de supernovas. La retroalimentación producto de estos eventos genera que el gas presente múltiples fases en el medio interestelar: caliente, tibia, y fría. La distribución de densidad resultante está bien descrita por una distribución log-normal , la cual, se cree, puede ser la causante de la relación KS. Por último, el espectro de potencia indica que existe una inyección de energía en escalas comparables al radio del disco, a partir del cual se genera una doble cascada: de energía a escalas mas grandes, y de enstropía a escalas menores.

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Figura 1

Formación estelar en la simulación

Analizamos la formación estelar siguiendo dos métodos: (a) calculando su promedio como masa de gas creada entre dos tiempos, dividida por el intervalo temporal considerado, y (b) tomando el valor instantáneo. En ambos casos al graficar la densidad superficial de tasa de formación estelar versus densidad superficial de gas, obtenemos que la ley de KS se explica mejor por una doble ley de potencia, con exponentes 1.36 y 1.16 para valores menores y mayores a 1 Mo pc-3, respectivamente. Debido a lo anterior, profundizamos el análisis calculando la misma ley pero tomando distintas regiones del disco: radios de 100 pc, 500 pc, 1 kpc, 5 kpc, y 10 kpc (Figura 2).  En concordancia con previos estudios observacionales, los resultados indican que la ley sólo es satisfecha para escalas mayores a 1 kpc, en donde se obtiene una pendiente entre 1.25 y 1.35, mientras que a escala menores el exponente es menor.

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Figura 2

Las causas de las diferencias en los exponentes en distintas escalas pueden ser debido a alguno de los parámetros incluidos en la receta numérica que se usó en las simulaciones. Para verificar esta afirmación, tomamos la distribución de densidad y variamos la escala temporal involucrada. En particular, estudiamos dos casos, usando el tiempo dinámico (tiempo de caída libre en este caso) y usando un tiempo de depleción fijo. Dependiendo de las asunciones hechas para la escala de tiempo característica del problema, la pendiente de la ley KS puede variar desde 1.0 hasta 1.5 para regiones con distintos radios, como se puede ver en la Figura 3.

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Figura 3

Adicionalmente, otros parámetros estudiados fueron la eficiencia y la densidad crítica a la cual el código crea una partícula estelar. La Figura 4 muestra la ley KS para una serie de valores para la eficiencia y la densidad crítica, de la cual podemos concluir que ninguno de los dos parámetors afecta la pendiente notablemente. Sin embargo, trasladan la relación en la dirección vertical al cambiar el punto cero. Esta degeneración de los parámetros podría demostrar una posible bi-modalidad en la relación.

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Figura 4

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