Resumen:
El proceso de formación estelar es fundamental para comprender la formación de planetas y la evolución de galaxias. Casi todas las estrellas se forman en cúmulos estelares que son contenidos en filamentos masivos. Aquí presentamos un análisis de la cinemática del gas del filamento Integral Shaped Filament en Orión A utilizando observaciones de distintas transiciones moleculares ( 12CO, 13CO, NH3, N2H+) para rastrear el gas a distintas densidades. Describimos la estructura de la velocidad a lo largo del filamento a través de diagramas de posición-velocidad ponderado por la intensidad o lo comparamos con la distribución de la masa del gas y las estrellas. Encontramos una gradiente de velocidad en la dirección Norte-Sur, que termina con un máximo azul en la velocidad en todas las transiciones con velocidad ∼ 7 km s−1 en las cercanías del centro del cumulo Orión Nébula Clúster. Se ha propuesto anteriormente que el punto máximo azul es posiblemente originado por el colapso gravitacional del cumulo o por la naturaleza oscilante del filamento. Sin embargo, encontramos que el máximo está desplazado con respecto al máximo en la distribución de masa y la posición del cumulo, indicando que la acción de otras fuerzas aparte de la gravedad, como los campos magnéticos, pueden impactar la estructura observada. Caracterizamos la cinemática global del filamento a través del máximo de la velocidad de cada transición. Encontramos que en la región norte del filamento los máximos concuerdan dentro de ∼ 0.5 km s−1 , pero observamos desviaciones significativas en la región del cúmulo. Mostramos que cerca del centro del cumulo, las velocidades dependen de la transición. Describimos el ancho de las líneas a través de perfiles radiales de dispersión de velocidad, los que siguen el centro del filamento. Encontramos que la dispersión de velocidad no térmica depende de la transición, es decir, los trazadores más densos (NH3, N2H+) son cinemáticamente más que los menos densos (12CO, 13CO). Calculamos los perfiles radiales de la energía cinética específica a partir de las dispersiones y comparamos con el potencial gravitacional del filamento y del cumulo. Encontramos que la nube está unida gravitacionalmente ya que las velocidades son insuficientes para superar el potencial gravitacional. Esto implica que la nube está experimentando el colapso gravitacional o que otras fuerzas, como el campo magnético y la rotación, se requieren para reproducir la eficiencia de la formación estelar observada. Presentamos, por primera vez, la presencia de dos componentes de velocidad en el diagrama de posición-velocidad de 12CO, indicando que el filamento está rotando con una velocidad angular de ω = 1.4 Myr−1 . La estructura de la velocidad observada con 12CO presenta fluctuaciones en la velocidad en la forma de 6 peaks de velocidad con separaciones regulares (espacios proyectados en δ de ∼ 0.44 pc). Al comparar las posiciones de estos peaks con objetos estelares jóvenes y catálogos de protoestrellas, encontramos que 3/6 peaks no pueden ser descartados por outflows, mientras que los otros 3 se ven no asociados con fuentes (proto)estelares conocidas. La separación de estos peaks tiene una escala temporal típica de ∼ 1 Myr. Nuestro análisis indica que el escenario de formación de cúmulos es más complejo de lo que se pensaba. Proponemos que la acción de campos magnéticos puede impactar las características cinemáticas del filamento, Esta hipótesis puede probarse con observaciones del campo magnético y simulaciones de formación de cúmulos estelares.
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