Implementación de la retroalimentación de las estrellas recién nacidas sobre la nube madre

Abstract

It was a small island within the Universe, a spiral galaxy formed approximately 1.5 × 10 years ago and containing more than 10 11 stars accompanied by about 10 9 M 1 of gas and dust. Our galaxy comprises a disc with a radius of ~ 25-32 kpc 2 and an effective thickness of ~ 400-600 pc accompanied by a spherical system composed of a radio bulb ~ 2-3 kpc and a halo extending to more than 30 kpc from Of the center (Binney & Merrifield, 1998). The Sun resides on the galactic disk approximately 15 pc above the median plane (Cohen, 1995; Magnani et al., 1996) and at 8 kpc of the galactic center (Groenewegen et al., 2008). The stars belonging to the disk rotate in nearly circular orbits and their angular rotation rate is a decreasing function of their radial distance, so that the tangential velocity is almost constant along the radial direction. At the galactocentric distance of the Sun, the rotation speed is 220 km s -1 (Kerr & Lynden-Bell, 1986), corresponding to an orbital period of about 240 million years. The velocity dispersion of stars in the disk is ~ 10 - 40 km s -1 (Mihalas & Binney, 1981), which causes a star to have small oscillations around a circular orbit, both in the galactic plane (epicycles ) And in the vertical plane.

Era pequeña isla dentro del Universo, una galaxia espiral formada hace aproximadamente 1.5 × 10 10 años y que contiene más de 10 11 estrellas acompañadas de cerca de 10 9 M 1 de gas y polvo. Nuestra Galaxia comprende un disco con radio ∼ 25 − 32 kpc 2 y un espesor efectivo de ∼ 400 − 600 pc acompañado de un sistema esférico compuesto de un bulbo de radio ∼ 2 − 3 kpc y un halo extendiéndose a más de 30 kpc a partir del centro (Binney & Merrifield, 1998). El Sol reside en el disco galáctico aproximadamente 15 pc arriba del plano medio (Cohen, 1995; Magnani et al., 1996) y a 8 kpc del centro galáctico (Groenewegen et al., 2008). Las estrellas que pertenecen al disco rotan en órbitas casi circulares y su tasa de rotación angular es una función decreciente de su distancia radial, de manera que la velocidad tangencial es casi constante a lo largo de la dirección radial. A la distancia galactocéntrica del Sol, la velocidad de rotación es de 220 km s −1 (Kerr & Lynden-Bell, 1986), correspondiendo a un periodo orbital de cerca de 240 millones de años. La dispersión de velocidades de las estrellas en el disco es de ∼ 10 − 40 km s −1 (Mihalas & Binney, 1981), lo cual causa que una estrella tenga pequeñas oscilaciones alrededor de una órbita circular, tanto en el plano galáctico (epiciclos) como en el plano vertical.