Estudio de posibles flujos moleculares múltiples en las regiones de formación de estrellas masivas G34.26+0.15 y G34.43+0.24, a partir de observaciones en ondas milimétricas

Abstract

Desde su descubrimiento, los flujos moleculares explosivos han pasado a ser una nueva sub- clase de los flujos moleculares que se observan en las regiones de formación estelar (Zapata et al., 2009). En el momento actual, parecen existir dos tipos de flujos moleculares. Por un lado están los flujos moleculares clásicos, la mayorı́a bipolares, que producen las estrellas en su proceso de formación (Arce et al., 2007), y por otro lado están los flujos de carácter explosivo, probable- mente asociados a la desintegración de un sistema múltiple joven y masivo, cuyo origen reside en la posible coalescencia o unión (en inglés, merger ) de protoestrellas de menor masa, o en la colisión de protoestrellas (Zapata et al., 2009; Bally et al., 2017). Los flujos de carácter explosivo parecen ser impulsivos, posiblemente creados por un único evento rápido y muy energético (Bally & Zinnecker, 2005). Este tipo de flujos está formado por decenas de filamentos (usualmente detectados en CO) con velocidades crecientes con respecto a su origen, y en cuyas puntas se han observado condensaciones de [FeII]. Los filamentos se han detectado también en hidrógeno molecular y todos apuntan hacia un mismo origen, una posición central (véanse los casos de DR21 y Orión BN/KL) (Allen & Burton, 1993; Zapata et al., 2009, 2013; Bally, 2016). Dicha estructura filamentaria hace recordar a la estructura que presentan los fragmentos de una bomba explosiva. Cuando se observan en CO, los filamentos forman una estructura isotrópica en el plano del cielo y su cinemática queda bien definida por leyes de Hubble (aumento lineal de la velocidad con la distancia), comportamiento que también se observa en los fragmentos de una bomba producidos en una explosión (Zapata et al., 2009). El objetivo de este trabajo consiste en caracterizar la morfologı́a y cinemática de los flujos moleculares que se observan en las regiones de formación de estrellas masivas G34.26+0.15 y G34.43+0.24 mediante observaciones milimétricas tomadas con CARMA (Combined Array for Research in Millimeter-wave Astronomy). Este análisis permitirá discernir si se trata de flujos múltiples y, en el caso de serlo, si su cinemática se corresponde con la de un flujo explosivo como los encontrados en Orión BN/KL y DR 21 (Zapata et al., 2017). Actualmente se piensa que las estrellas masivas se forman mediante procesos de acreción intensa, la cual representarı́a una versión a mayor escala del proceso de formación de estrellas de baja masa, pero las pocas regiones con flujos explosivos encontradas muestran evidencias sólidas de que éstas también podrı́an formarse por la coalescencia o unión de dos o más protoestrellas de menor masa.