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.

No description available.

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.

Las estrellas de gran masa tienen una gran influencia sobre el medio interestelar (MIE) que las rodea, no sólo al final de sus vidas cuando explotar como supernovas, sino también durante fases más estables de su evolución. Este impacto se debe a que estas estrellas emiten gran cantidad de fotones muy energéticos y poseen altas tasas de pérdida de masa. Debido a esta interacción, en el MIE cercano a la estrella se forma una región de baja densidad y alta temperatura conocida con el nombre de burbuja interestelar. Observacionalmente, una burbuja interestelar puede ser detectada a través del análisis del MIE en distintas frecuencias. En la línea de 21-cm del HI la misma se evidencia por la presencia, alrededor de la estrella, de una zona de baja densidad de HI rodeada por una cáscara de HI en expansión. En el continuo de radio y en el óptico, debido a la alta emición de fotones energéticos, se manifiesta por la existencia de una región HII. En el infrarrojo esta interacción se evidencia a través de un incremento en la temperatura del polvo en las cercanías de la estrella. También la distribución de moléculas puede verse afectada por esta interacción. Con el objetivo de incrementar el número de objetos analizados y poder llegar a comprender la interacción entre las estrellas de gran masa y el medio que las rodea en mayor profundidad, en este trabajo de Tesis presentamos un análisis observacional del MIE alrededor de algunos de estos objetos. Para ello hemos utilizado distintos tipos de instrumentos y bases de datos, con el fin de llevar a cabo un análisis lo más completo posible, cubriendo un amplio rango dentro del espectro electromagnético.

Información extraída de <a href="http://secyt.presi.unlp.edu.ar/cyt_htm/tesisunlp/">http://secyt.presi.unlp.edu.ar/cyt_htm/tesisunlp/</a>

No description available.

Doctor en Ciencias, Mención Astronomía / A la fecha mas de 800 exoplanetas han sido detectados, la mayoría de ellos mediante el método de velocidad radial (VR). De forma tal de obtener VR's precisas, el espectro estelar debe contener miles de lineas de absorción delgadas, lo cual restringe esta técnica a ser aplicada principalmente en estrellas de secuencia principal (SP), de tipos espectrales FGK (M < 1.3 masas solares). Sin embargo, luego de la SP, estrellas tempranas (A y F) se expanden, por lo tanto se enfrían, y disminuyen su velocidad de rotación (Schrijver & Pols 1993), presentando un espectro rico en lineas espectrales delgadas. Por lo tanto, estrellas evolucionadas son un caso ideal para aplicar esta técnica para detectar planetas alrededor de estrellas de masa intermedia y para estudiar el efecto de la interacción entre el planeta y su estrellas huésped. Durante la ultima década, varios planetas han sido encontrados alrededor de estrellas post-SP, los cuales han revelado propiedades orbitales que contrastan con aquellos alrededor de estrellas de SP. En particular, se observa una falta de exoplanetas orbitando a menos de 0.6 AU de la estrella huésped, lo cual ha sido interpretado como la evidencia observacional de la destrucción de estos cuerpos durante la época de expansión del radio estelar, debido a la interacción de marea entre ambos cuerpos (e.g. Villaver & Livio 2009). Sin embargo, el efecto de la masa estelar también juega un papel importante en este resultado empírico (Johnson et al. 2007). En esta tesis se presenta un extenso estudio de VR's precisas, aplicado a una muestra de 166 estrellas gigantes. El objetivo principal de este estudio es la búsqueda de exoplanetas gigantes alrededor de tales estrellas, con el objetivo de determinar cual es el rol de la evolución estelar en las órbitas de los planetas de periodo corto. Durante este proyecto, tres planetas masivos han sido descubiertos, todos ellos con distancia orbital mayor a 0.57 AU, alrededor de estrellas que recién comienzan la etapa gigante. Con los datos obtenidos durante este proyecto y aquellos publicados en la literatura científica, no es posible separar el efecto de la evolución estelar del efecto de la masa de la estrella huésped, por lo cual aun no es posible concluir en favor o en contra del mecanismo recientemente nombrado.

No description available.

En esta tesis presentamos los resultados de una búsqueda sistemática, profunda y de alta resolución angular, de objetos estelares de baja masa y objectos sub-estelares orbitando enanas blancas cercanas. Los objetos fueron seleccionados desde una muestra de enanas blancas dentro de una distancia de 20 pc desde el Sol, y que además fueran observables desde el hemisferio sur. Para este estudio usamos imágenes de alta resolución en el infrarrojo cercano en dos épocas para confirmar membrecía por medio de movimiento propio común, y espectroscopía en el infrarrojo cercano. Estudiamos la presencia de la porción de menor masa de enanas marrones (20-13Mψ) y la mas masiva de planetas extrasolares gigantes (>5Mψ) orbitando en torno a enanas blancas en una muestra controlada, con el objetivo de comprobar si la baja frecuencia de objetos sub-estelares se extiende a estos límites de masas. Adicionalmente, exploramos orbitas muy cercanas a las enanas blancas (1-10 AU), donde esta la separación orbital crítica descrita en la teoría de evolución de binarias en envoltura común, con una progenitora de enana blanca y una compañera de baja masa. Nosotros concluimos que los objetos sub-estelares mas masivos que 10 Mψ no son comunes en enanas blancas (<4%), resultado consistente con nuestro análisis estadístico y el resultado de búsquedas por parte otros investigadores. También observamos alguna enanas blancas con lineas metálicas para estudiar una de las hipótesis sobre el origen de estas lineas relacionada con la existencia de restos de un sistema planetario. Además, a partir de esta muestra seleccionamos aquellas enanas blancas en sistemas binarios, y estudiamos la distribución de sus separaciones orbitales. Como resultado de este estudio, por primera vez hemos encontrado evidencia consistente de la existencia de una distribución bimodal en separaciones orbitales, ya predicha por los modelos de evolución de binarias cercanas en envoltura común.

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.