Insights into the formation of OB associations: an examination of key parameters

Abstract

Las asociaciones OB son conglomerados estelares no ligados que albergan todo tipo de estrellas, destacándose las de tipo OB. Este grupo estelar resulta de particular interés debido a su idoneidad como entornos para el estudio del proceso de formación estelar. En este trabajo, evolucionamos cúmulos estelares jóvenes con el propósito de determinar los parámetros fundamentales que propiciarían la formación de una asociación OB. Para generar las condiciones iniciales, empleamos el código McLuster para introducir fractalidad en la distribución estelar. Además, ajustamos un radio de media masa de 1 pe, una función inicial de masa de Kroupa y un 10% de estrellas binarias. Posteriormente, utilizamos el código Nbody64—tGPU para evolucionar el cúmulo, incorporando un potencial de fondo que representara el gas residual de la formación estelar. El gas se modeló como una esfera de Plummer que, después de un tiempo característico, comenzó a reducir su masa, simulando así la expulsión de gas de los cúmulos estelares jóvenes. Se exploraron dos escenarios: uno con una expulsión instantánea y otro con una expulsión lenta de la masa de gas. Nuestros hallazgos revelan que, tras 10 millones de años, las simulaciones con expulsión instantánea de gas lograron un radio promedio para el cúmulo de 28.8 pe. Este resultado se sitúa en concordancia con el tamaño característico de una asociación OB, validando así nuestros modelos como posible escenario de evolución de estos sistemas estelares.

OB associations are unbound stellar clusters that house a variety of stars, with a particular emphasis on those classified as OB types. This stellar group is of specific interest due to its suitability as an environment for studying the star formation process. In this study, we evolved young star clusters with the aim of determining the fundamental parameters that would lead to the formation of an OB association. We employed the McLuster code to introduce fractality into the stellar distribution to generate initial conditions. Additionally, we adjusted a half-mass radius of 1 pc, an initial mass function following Kroupa, and included 10% binary stars. Subsequently, we used the Nbody64—tGPU code to evolve the cluster, incorporating a background potential representing residual gas from star formation. The gas was modeled as a Plummer sphere, which, after a characteristic time, began to reduce its mass, simulating the expulsion of gas from young star clusters. Two scenarios were explored: one with instantaneous gas expulsion and another with a slow expulsion of gas mass. Our findings reveal that, after 10 million years, simulations with instantaneous gas expulsion achieved an average cluster radius of 28.8 pc. This result aligns with the characteristic size of an OB association, thereby validating our models as a possible scenario for the evolution of these stellar systems.