Effects of the Initial Mass Function on the Infant Mortality of Embedded Star Clusters

Abstract

Casi todas las estrellas nacen en cúmulos estelares, y sin embargo la mayoría ya no son parte de uno. Se ha observado un gran número de cúmulos estelares jóvenes que contrasta con la baja cantidad de cúmulos viejos. Esta ausencia de cúmulos viejos implica que algunos mecanismos están destruyendo a los cúmulos en su juventud, un fenómeno llamado Mortalidad Infantil. La lista de estos mecanismos es larga: evaporación, disrupción de mareas, etc. Un candidato favorito es la fuerte perturbación que genera la expulsión del gas remanente de un cúmulo estelar recién formado. Simulaciones numéricas muestran que la Tasa de Formación Estelar (o en Inglés: Star Formation Efficiency SFE) es un buen parámetro para estimar la capacidad de sobrevivir que tienen los cúmulos a la expulsión del gas. El cúmulos sobreviviente es cuantificado mediante su masa final que esta gravitacionalmente unida, por medio de la fracción de masa (o en Inglés: final bound fraction fbound). Estas simulaciones fueron realizadas bajo la asunción de equilibrio virial y una distribución suave para las estrellas, mostrando que un cúmulo inmerso en su nube de gas con una SFE = 0:2 bajo una pérdida rápida de gas no sobreviría a la expulsión del gas. Sin embargo, en simulaciones con distribuciones inicialmente aglomeradas y fuera de equilibrio virial pudo obtenerse cúmulos sobrevivientes (Smith et al. (2012)). Los autores introducen un nuevo parámetro, la Fracción Estelar Local (o en Inglés: Local Stellar Fraction LSF) y obtienen una nueva relación que ayuda a predecir la capacidad de sobrevivencia en cúmulos estelares. Farias et al. (in prep.) encuentra una relación o tendencia entre la fracción de masa final fbound y el LSF cuando proporción o tasa virial al momento de la expulsión del gas es Qf = 0:5 . Todos estos estudios fueron hechos con estrellas de igual masa. En este proyecto exploramos como la introducción de una Función de Masa Inicial (o en Inglés Initial Mass Function IMF) afecta el comportamiento y los resultados encontrados previamente para cúmulos con estrellas de igual masa. Para ello analizamos siete casos donde configuramos diversos paramámetros: la Tasa de Formaci ón Estelar, las tasas viriales inicial y final, las muestras de distribuciones IMF, las distribuciones espaciales fractales, y el posicionamiento inicial de las estrellas en cada distribución fractal. Encontramos que la tendencia o relación encontrado para los modelos con estrellas de igual masa permanece aún válida con ciertas consideraciones. Para bajas concentraciones (bajo LSF) la relación se comporta de forma similar a las simulaciones de igual masa. Para altas concentraciones (alto LSF) la fracción de masa a 15 Myr is dispersado a valores menores que los valores esperados para las simulaciones con estrellas de igual masa. De nuestro análisis de la dependencia en el tiempo de la fracción de masa, vemos que mientras el tiempo avanza, la evolución dinámica interna del cúmulo se vuelve más importante. Para altos LSF (mayor que 0:6) la fracción de masa decae rápidamente en el tiempo y se desvía de la relación para estrellas de igual masa. Mientras que la fracción de masa para simulaciones con estrellas de igual masa permanece casi constante en el tiempo, las simulaciones con una muestra de estrellas IMF muestran a altas LSF una caída de aproximadamente 30 % para la fracción de masa luego de 15 Myr de evolución. Cuando medimos la fracción de masa a tiempos más tempranos, 3 Myr y 4:5 Myr las diferencias con la relación para estrellas de igual masa disminuyen. Esta diferencia es mayormente generada por la evolución dinámica del cúmulo remanente luego de la expulsión del gas. La introducción de estrellas con distintas masas incrementa el efecto de diversos mecanismos, como la “evaporación” del cúmulo, y gatilla otros nuevos como la segregación de masa de las estrellas. También notamos que el posicionamiento aleatorio de las estrellas en la distribución fractal actúa como un parámetro de segundo orden en importancia para cambiar los resultados de las simulaciones con estrellas de igual masa, y este introduce un nuevo factor estocástico en los resultados. Sin embargo cuando medimos la fracción de masa justo luego de la expulsión del gas, la relación general para estrellas de igual masa aun es válida. También concluimos que la distribución IMF es más importante cuando la concentración del cúmulo es alta (alta LSF) y el cúmulo tiene suficiente tiempo para perder estrellas por medio de la “evaporación”. La pérdida de masa estelar por evaporación disminuye la fracción de masa por debajo de la ralacion para estrellas de igual masa. La distribución IMF se vuelve más importante cuando el posicionamiento inicial de las estrellas tiene una configuración de una segregación de masa inicial o primordial. Un cúmulo con estrellas inicialmente segregadas por su masa incrementa su concentración, incrementando su fracción de masa final. Sin embargo cuando la concentración del cúmulo es muy alta, la evaporación que actúa sobre este luego de la expulsión del gas decrementa fuertemente la fracción de masa con el tiempo. Si usamos una segregación inicial de masas “inversa” para un cúmulo, es decir con las estrellas menos masivas en el centro del cúmulo y las más masivas en la perisferia, vemos que el cúmulo no tiene muchas probabilidades de sobrevivir. Así, vemos que la segreacion de masa influye en el valor de LSF al momento de la expulsion del gas pero aún siguiendo la relación para estrellas de igual masa. vi