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Magíster en Ciencias, Mención Astronomía / El flujo molecular, bipolar y masivo G331.512-0.103 es uno de los flujos más potentes y luminosos en nuestra Galaxia. Localizado a una distancia de ∼ 7.5 kpc, está localizado cerca de la tangente del brazo espiral de Norma. Usando observaciones de alta resolución con el interferómetro ALMA en varias lineas moleculares, se describe y caracteriza las condiciones físicas, morfología y cinemática de la fuente. La fuente presenta un flujo bipolar y compacto, no resuelto a 8′′ y de alta velocidad, a ±70 km/s de la velocidad sistémica, una morfología de anillo en emisión, que insinúa un posible cascarón en expansión, y emisión de gas denso a alta velocidad, denominada bala molecular . Las observaciones en banda 7 (alrededor de 345 GHz) de ALMA contienen una gran cantidad de líneas en el ancho de banda. Este trabajo utilizará SiO(8-7) para cálculo de densidad de columna y propiedades de los probables shocks; HCO+(4-3) y H13CO+(4-3) para el cálculo de densidad de columna; múltiples líneas de SO2 y CH3CCH para derivación de temperaturas y densidad de columna mediante la técnica de diagrama rotacional, y análisis de emisión en continuo de polvo en 862 μm para derivación de densidad. La cinemática es cuantificada mediante gráficos posición-velocidad. Dos grupos de líneas moleculares son evidentes: un grupo que traza el flujo mediante alas de alta velocidad en el espectro y que, al mismo tiempo, traza a la velocidad ambiente un cascarón en expansión; y un segundo grupo de líneas que traza sub-estructuras solo a velocidad ambiente, caracterizada por múltiples "sub-núcleos" de emisión. Para evaluar el escenario que se describe en este trabajo, se realizan modelos de transfer- encia radiativa en 3 dimensiones usando el código MOLLIE. Usando las condiciones físicas derivadas y asumiendo distribuciones de velocidad que describen flujos y cascarones en ex- pansión, se produjeron observaciones sintéticas de la línea SiO(8-7). Este modelo reproduce cualitativamente los principales rasgos espectrales de la fuente.

Los procesos de formación y evolución temprana de estrellas de alta masa aun no se entienden bien. El estudio de las estrellas masivas es, tanto desde el punto de vista observacional como teórico, mucho mas complejo que el de las estrellas de baja masa. Aun así se sabe que la zonas de formación de estrellas masivas se encuentran dentro de nubes moleculares gigantes, y que las estrellas masivas nacen en los núcleos más densos de las nubes. Estos núcleos densos y masivos tienen propiedades características (Garay & Lizano 1999) y son denominados las maternidades estelares. En la formación de estrellas de baja masa se observan chorros y flujos bipolares, pero los chorros colimados son raros en regiones de formación estelar masiva (Guzman et al 2010). Para investigar este problema Guzman compiló una lista de candidatos a objetos estelares jóvenes y masivos con posible presencia de chorros. El objetivo de este trabajo es estudiar los entornos de estos objetos estelares jóvenes con posible presencia de chorros y ver si tienen características similares con las maternidades estelares. Para ello se obtuvieron datos de los siguientes estudios: ATLASGAL (observación en longitud de onda submilimétrica), IRAS, MSX y GLIMPSE (observaciones en longitudes de onda infrarrojas). Consideré 2 listas de objetos: (1) la lista de Guzmán que consiste de 45 objetos infrarrojos (con colores infrarrojos de regiones de formación de estrellas masivas y observaciones de líneas moleculares de alta de densidad) y asociados con emisión en ondas de radio, y (2) una lista de 12 regiones HII hiper-compactas que se cree están en la misma etapa de evolución que objetos con chorros. Primero determine cuales de los objetos en ambas listas están dentro del rango de coordenadas en que observó ATLASGAL. Para aquellos objetos que lo estaban obtuve mapas de contorno, flujo total integrado y ajustes Gaussianos a la emisión. Todos los objetos, excepto uno, tienen emisión sub-milimétrica asociada a la posición de la fuente de radio. Estudié la morfología de esta emisión y encontré que la mas común es la de un núcleo central y compacto, rodeado de una envoltura simétrica y débil. Estudié la correspondencia entre la posición de la fuente de radio y el máximo de la emisión sub-milimétrica, encontrando que hay una muy buena correlación y que generalmente la fuente de radio se ubicaba en el centro del núcleo. Para aquellos objetos incluidos en ATLASGAL (43) obtuve mapas y datos espectrales de los estudios infrarrojos IRAS, MSX y GLIMPSE. Con los mapas construí 2 imágenes de 3 colores (RGB), una para los datos de MSX y la otra para GLIMPSE, para cada objeto. A los datos espectrales obtenidos les ajusté modelos de cuerpos grises de los cuales obtuve valores para la temperatura, densidad de columna y luminosidad de los núcleos. Usando esta temperatura más el flujo sub-milimétrico obtuve la masa y densidad de estos objetos. Encontré que los objetos tienen típicamente tamaños de 0.48 pc, temperaturas de 35°K, masas de 2000 M⊙, columnas de densidad de 8.7 x 1022 cm-2, densidades moleculares de 1.8 x 105 cm-3, y luminosidades de 1.4 x 105 L⊙. Finalmente, analicé la distribución de los parámetros físicos de los objetos en mi muestra y los comparé con la de objetos estudiados previamente, principalmente con la muestra de Faundez et al. (2004). Comprobé que los objetos analizados tienen las características de los núcleos densos y masivos.

Doctor en Ciencias, Mención Astronomía / Estudios recientes en longitudes de onda submilimétrica han mostrado que las estructuras filamentarias se ubican por todo el Plano Galáctico, estando en muchos casos asociadas a zonas de formación estelar. El estudio de las propiedades de los filamentos y su posible relación con con la formación estelar es clave para el entendimiento global de este fenómeno. En este trabajo llevamos a cabo un estudio cuidadoso de nubes moleculares filamentarias para determinar el link entre estas estructuras y el proceso de formación de estrellas de alta masa. Usamos datos en múltiples longitudes de onda para derivar las propiedades físicas de estas estructuras y compararlas con los modelos teóricos que describen la estabilidad y fragmentación de las nubes moleculares filamentarias. Hemos encontrado que no todos las estructuras filamentarias detectadas en la emisión submilimétrica del polvo en el continuo representan una estructura única coherente. Las observaciones de las lineas moleculares fueron cruciales para evaluar esta coherencia física. La densidad de columna de los filamentos es similar a la de los valores observados en otras nubes moleculares típicas. La densidad de columna, masa virial y presión interna y externa encontrada para los filamentos es similar a la de los valores predecidos por modelos que explican la estabilidad de las nubes moleculares filamentarias debido a la presencia de un campo magnético toroidal dominante. El espaciamiento observado entre los cúmulos inmersos en los filamentos (~2 pc) es consistente con la teoría de fluido-inestabilidad (o "sausage") que podría explicar la fragmentación de filamentos isotermales dominados por turbulencias. Algunos de los cúmulos detectados dentro de los filamentos tienen altas masas (>200 masas solaes), altas densidades (>10^5 cm-3) y bajas temperaturas (<20 K), sugiriendo que estos cúmulos pueden ser los precursores de las estrellas de alta masa.

El objetivo de esta tesis fue la de caracterizar las propiedades físicas de zonas de formación de estrellas masivas en nubes moleculares y que se encuentran localizadas en la Galaxia externa austral; y realizar una comparación con zonas de formación estelar masiva en la Galaxia interna. Se seleccionaron 12 fuentes del catálogo IRAS, que se caracterizan por ser candidatas a regiones ultra compactas de HII. Se encuentran localizadas en el III cuadrante de la Galaxia. Se realizaron observaciones de CO(3-2) a 345 GHz y 13CO(3-2) a 330 GHz con el receptor heterodino APEX-2A del telescopio APEX; además de observaciones de la emisión del continuo submilimétrico de polvo a 345 GHz con el bolómetro LABOCA del telescopio APEX. Las observaciones de CO(3-2) y 13CO(3-2) fueron reducidas, obteniendo mapas de espectros. Las observaciones del continuo de polvo fueron calibradas, obteniéndose imágenes de la emisión. Se calculó la distancia cinemática de cada fuente, la masa virial, la masa y densidad de columna por medio de LTE y se calculó el SED, la masa, luminosidad y densidad de columna de la emisión de polvo. Se compararon la densidad de columna peak entre la emisión del continuo submilimétrico de polvo y la obtenida del método de LTE y la masa de H2 entre masa virial, masa por LTE y la masa por la emisión de polvo. Se estudió la luminosidad bolométrica en relación al valor esperado para la Galaxia externa. Se estimaron el factor de abundancia para la Galaxia externa entre H2 y 13CO, la relación entre gas y polvo y la relación entre H2 y W(CO) . La estimación fue realizada utilizando la masa virial como la masa obtenida por cada método y ajustando el factor correspondiente para calcularla. Se comparó con 3 muestras independientes que corresponden a: 1) survey realizado por Faundez et. al.(2004 (10)), utilizando SIMBA se observaron los cielos del Hemisferio Sur, dentro del círculo solar. 2) Primeras observaciones realizadas por el proyecto ATLASGAL( Schuller et. al. 2009 (28)), que consiste en realizar un survey del plano de la Galaxia con LABOCA identicando zonas de formación estelar masiva, en esta primera etapa se observó hacia el I y IV cuadrante. 3) Observaciones realizadas por Lackinton M. para su tesis de Magister, de objetos estelares jóvenes y masivos con jets en la Galaxia interna. Finalmente se obtuvieron las conclusiones de este estudio.

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Estudiamos la emisión continua de polvo de 17 núcleos densos masivos buscando caracterizar etapas tempranas de formación de estrellas masivas. Para ello elegimos fuentes con L > 1 × 10⁴ L_sol satisfaciendo el criterio de color IRAS de Wood and Churchwell (1989) y cuyos perfiles de línea CS(2-1) muestran evidencia de acreción y vientos (Bronfman et al., 1996). Observamos las fuentes a 870 μm con LABOCA y 1200 μm con SIMBA, y 6 fuentes a 450 μm con p-Artemis. Medimos el flujo en función del radio para cada fuente y le ajustamos leyes de potencia. Obtuvimos el radio, y la temperatura y masa de polvo para cada fuente. Primero, buscamos reproducir las imágenes calculando la emisión esperada de nubes isotermales. Con ello estimamos una distribución de densidad preliminar. Luego, usamos el código Monte Carlo de transporte radiativo RADMC3D para determinar de manera autoconsistente la distribución de temperatura esperada en una región con una distribución de densidad dada. Con ello ajustamos una nueva distribución de densidad y temperatura. La distribución de densidad y temperatura resultantes son leyes de potencia, con exponentes p = 1.8 ± 0.2 y q = 0.35 ± 0.02, respectivamente. Finalmente, comparamos nuestros resultados con los de otras muestras de núcleos densos y con modelos numéricos de formación de estrellas masivas. Los modelos de acreción competitiva no representan nuestras observaciones ya que subestiman los radios de nuestras fuentes y no reproducen la ecuación de estado de las mismas. Concluimos que una densidad de columna de Σ 1 g cm−2 no es una condición necesaria para la formación de estrellas masivas. Los modelos de colapso monolítico que incluyen transporte radiativo reproducen los rangos de temperatura y densidad de nuestros resultados.

Magíster en Ciencias, Mención Astronomía / Estudiamos la formación estelar en escalas galácticas y el crecimiento de agujeros negros a través de simulaciones usando el código de grilla adaptativa de refinamiento Enzo. Nuestro estudio se centra en dos de las más famosas leyes de formación estelar: las ley de Kennicutt-Schmidt y la ley de Silk, ambas relacionan la tasa de formación estelar con propiedades globales de la galaxia. A pesar de que ambas han cuantificado exitosamente esta relación, aún no hay un consenso en el valor exacto de sus pendientes. Nosotros tratamos de clarificar este problema estudiando los factores que influyen en ambas leyes, tales como la densidad de gas superficial, el tiempo orbital y la masa rotacional. Para estudiar el crecimiento de agujeros negros masivos, centramos nuestro trabajo en las relaciones $M_{BH}-M_{bulge}$ y $M_{BH}-\sigma$, las cuales relacionan la masa de un agujero negro con propiedades globales de su galaxia huésped. Tratamos de explicar el origen de ambas relaciones a través de un análisis del Medio Interestelar. Modelamos galaxias locales con tres componentes: gas, estrellas y materia oscura. Dejamos a los modelos evolucionar por 1 Gyr, y durante la evolución el gas puede formar estrellas, las cuales mueren en forma de supernovas. Al final de las corridas, nuestras simulaciones están caracterizadas por un medio altamente turbulento y compresible, con una Función de Densidad de Probabilidades que puede ser ajustada por una distribución lognormal a altas densidades. Su espectro de potencia de velocidad es bien ajustado por una ley de potencia de pendiente ~-4 en el espacio k a escalas pequeñas, lo cual es más pronunciado que la turbulencia de Kolmogorov y la de Burger. Este espectro de potencia nos permite deducir una relación del tipo $v_r \sim v_{rot} \left( \lambda \over R_d \right)^{-\beta}$, la cual es el nexo necesario entre las propiedades globales de la galaxia y la alimentación del agujero negro masivo central. Estudiamos la eficiencia de formación estelar en nuestras galaxias, donde investigamos cómo la pendiente de las leyes de Kennicutt-Schmidt y Silk pueden variar dependiendo de cómo definamos las cantidades involucradas en ambas leyes. Las dos leyes son fuertemente dependientes en el criterio ocupado para seleccionar el radio al cual se calculan las densidades superficiales, y el intervalo de tiempo ocupado para medir la tasa de formación estelar. En el primer caso la elección de un radio más grande puede llevar a obtener menores pendientes, mientras que en el segundo caso las pendientes más bajas son obtenidas usando un intervalo de tiempo más grande para promediar las tasas de formación estelar. Ambos efectos pueden cambiar la pendiente de las leyes de formación estelar en el rango entre 0.8 y 2.1. Nuestras simulaciones también muestran una dependencia en los perfiles iniciales de $M_{rot}$. Esta relación es más pronunciada al comienzo de las simulaciones, donde la masa rotacional determina el tiempo al cual las galaxias comienzan a formar estrellas, y por lo tanto determina las tasas de formación estelar en etapas tempranas de la evolución.

Doctor en Ciencias, Mención Astronomía / En este trabajo presento un estudio acerca de la historia de formación estelar de galaxias del Grupo Local y su aplicación para el caso de la galaxia enana esferoidal, Carina. La primera sección de este trabajo presenta un cat ́alogo de alta precisión de satélites del Halo externo de la Vía Láctea. Este catálogo va a proveer información muy importante acerca de los parámetros estructurales y poblaciones estelares de los satélites de la Vía Láctea. Esta tesis también presenta el estudio de estrellas azules rezagadas encontradas en satélites de la Vía Láctea. Con esta información en mano derivamos una técnica para discriminar entre el número de estrellas azules rezagadas y el numero de estrellas jóvenes. Esta técnica ayudará significativamente a derivar fracciones de estrellas jovenes sin el sesgo que producen las azules rezagadas, al momento de derivar las historias de formación estelar. Luego, presento nuestro método para derivar la historia de formacion estelar, llamado Talos. Esta rutina presenta varias ventajas con respecto a otras implementaciones, principalmente porque usa la informacion de todas las regiones del CMD, usa también la distribución de metalicidad del sistema como input y por tanto no es necesario hacer suposiciones previas acerca de la relación entre la metalicidad y la edad, y finalmente porque considera varias propiedades de los datos observados al momento de construir los modelos sintéticos, y de esta forma estos modelos son directamente comparables con los datos. Finalmente presento mi implementación de la rutina Talos para derivar la historia de formación estelar espacialmente resuelta de la galaxia enana esferoidal Carina. Gracias a la alta calidad de los datos usados, las ventajas del método usado para derivar la historia de formación estelar y la implementación de nuestra técnica para disciminar entre estrellas azules rezagadas y estrellas jóvenes, los resultados aquí presentados alcanzan una altísima precisión con respecto a trabajos previos. En este trabajo pudimos descifrar que la población de estrellas jóvenes comúnmente encontradas en Carina, son en realidad estrellas azules rezagadas que han sido mal clasificadas. A partir de los resultados obtenidos concluimos que la formación estelar de Carina está dominada por un proceso de evolucin interna, y no por la influencia de marea que le ejerce la Vía Láctea, como mayoritariamente se concluye acerca de esta galaxia.

Uno de los problemas claves en el estudio de la formación de estrellas es determinar si acaso el paradigma de formación de estrellas de baja masa, específicamente, contracción gravitacional y la posterior presencia de un disco de acreción y chorros altamente colimados, se extiende a las estrellas de alta masa. En esta tesis se lleva a cabo una búsqueda sistemática de chorros ionizados hacia objetos estelares jóvenes de alta masa. La presencia de estos chorros entrega evidencia que sostiene dos importantes nociones astrofísicas: que las estrellas de alta masa pasan por una fase de eyección chorros y acreción desde un disco, y que además estos chorros serían la fuente de energía de los flujos moleculares masivos. Para la búsqueda de chorros se utilizó interferometría en el radio continuo centimétrico. Como sub-producto de esta búsqueda, se presenta también una lista de objetos estelares jóvenes de alta masa candidatos a albergar un chorro ionizado. Para el estudio del gas molecular y los flujos bipolares se utilizan telescopios sub-milimétricos ubicados en el Norte Grande de Chile. Analizando la incidencia y las características de estos chorros y de los flujos moleculares asociados, se extraerán conclusiones respecto al proceso de formación de estrellas de alta masa, la pertinencia de los chorros en este proceso, y algunas características físicas de éstos.