The region GGD 27, located in Sagittarius at a distance of 1.7 kpc, is an active star forming region. The most well-known observational signature of this region, the HH 80/81/80N jet, is one of the largest collimated jet system known so far, spanning over a total length of about 5 pc. Ahead of the Herbig-Haro object HH 80N, assumed to be the northern head of the jet, there is a dense core of 0.3 pc in size and mass of 20 M (HH 80N core) that exhibits peculiar chemistry, possibly induced by the UV radiation incoming from the HH object. In addition, the HH 80N core has star forming signatures, namely a bipolar molecular outflow and supersonic infall velocity (0.6 km s(-1)), which differs from what standard contracting core models predict. This rises the question whether the HH 80/81/80N jet has triggered or sped up the star formation process in this core. VLA cm continuum observations carried out as a preliminary part of this thesis show that the jet could expand further away than HH 80N. This makes possible the cause-and-effect relationship between the jet and the star forming signatures of the core. In this thesis we study the possible influence of the HH 80/81/80N jet on the properties of the HH 80N core in several approaches. We first derive the physical and chemical properties of the large envelope of the HH 80N core using data obtained with the BIMA and IRAM 30m telescopes. All the detected BIMA molecular species arise in a ring-like structure contracting at 0.6 km s(-1). This morphology is likely the result of strong molecular depletion occurring at the inner part of the core (r < 0.1 pc), when the gas reaches densities > 10(5) cm(-3), as derived from a multi-transition analysis of CS and SO lines observed with IRAM 30m. Despite the overall morphology and kinematic similarity between the different species, there is significant molecular differentiation along the ring-like structure. Part of this differentiation may be caused by the UV irradiation of the nearby HH 80N object that illuminates the part of the core facing HH 80N, which results in an abundance enhancement of some species. Given the peculiar kinematic properties of the HH 80N core, we analyze the continuum emission of the core using self-consistent standard models of protostellar collapse to see if the dynamical evolution of this core departs from the predictions of classic models of star formation. We find that a young protostar (IRS1) surrounded by a slowly rotating collapsing envelope plus a circumstellar disk provide a good fit to our data observed at several bands. However, this model implies that the core has a static envelope at radii > 1.5 x10(4) AU, apparently in contradiction with the contracting ring-like structure that has 10(6) AU of radius. Besides, the continuum maps at 350 m and 3.5 mm reveal additional clumps independent from the main continuum peak at IRS 1. Therefore, we propose a scenario where IRS1 has infall motions with no connection with the kinematics of the large envelope of the HH 80N core. The later is possibly affected by the HH 80/81/80N jet and exhibits fragmentation that may lead to the formation of several protostars. In order to disentangle the gas motions belonging to the protostellar collapse of IRS1 from those associated to large scale kinematics we analyze high-density tracers (NH(3), HN(13)C, NH(2)D), observed at high angular resolution with VLA and PdBI, aiming to recover kinematic information in parts of the HH 80N core where other molecules are depleted. The results question the scenario of the contracting molecular ring. Instead, the velocity gradients seen with high density tracers suggest that part of the core is being swept by the HH 80/81/80N jet in the process of dissipating energy (e.g. though generation of magneto hydrodynamic waves in the medium). Future simulations of the events occurring in the HH 80N region are paramount to confirm whether the formation of IRS1 was caused by the interaction of the HH 80N core with the HH 80/81/80N outflow. / La font amb formació estel_lar per davant d'HH 80N: estudi de la seva interacció amb un jet a escala de parsecs Josep-Maria Masqué Saumell - Universitat de Barcelona L'objecte Herbig-Haro HH 80N representa l'extrem nord del sistema HH 80/81/80N, el jet estel.lar més llarg i col.limat conegut fins ara, que es troba a 1.7 kpc de distància a la regió de Sagitari. Observacions al voltant d'HH 80N revelen que a 0.3 pc de l'objecte HH hi ha un nucli dens (font d'HH 80N) de 0.3 pc de grandària i de massa 20 M, que mostra una química i cinemàtica peculiars i, a més, té un protoestel embegut al seu interior (IRS1). Donades aquestes característiques existeix la possibilitat de que les propietats de la font d'HH 80N hagin estat alterades pel jet d'HH 80/81/80N. L'objectiu d'aquesta tesi és l'estudi de la influència dels jets protoestel_lars centrant-nos en el cas particular de la regió d'HH 80N. Primer, trobem que la radiació ultraviolada provinent d'HH 80N és capaç d'alterar la química de la part de la font més exposada a l'objecte HH. Segon, malgrat una possible influència dinàmica del jet a la font d'HH 80N, el procés de col.lapse d'IRS1 es pot explicar dins el marc clàssic de formació estel.lar. No obstant, trobem que gran part del material de la font d'HH 80N constitueix un embolcall independent d'IRS1, el qual es fragmenta en vàries condensacions de gas. Possiblement, el gas d'aquest embolcall extens ha estat parcialment escombrat per ones magneto-hidrodinàmiques produïdes pel pas del jet. Aquest tipus d'interacció podria provocar inestabilitats a la font d'HH 80N donant lloc al naixement induït d'estels. Concloem que futures simulacions magneto-hidrodinàmiques són necessàries per confirmar que la formació d'IRS1 ha estat provocada per la interacció del jet HH 80/81/80N amb la font d'HH

It is some observational evidence that dense cores are the birthplace of low-mass stars. These regions, apparently quiescent, are capable of surviving several free-fall times and, potentially, collapse and form stars. Despite its importance, little is known about the very first evolutionary stages of these objects. The observational challenge that studying these diffuse and extended objects represent is preventing us to reveal their properties. It is easier, from an observational point of view, to study brighter sources as the more evolved Class-0 objects. It is possible then, through theoretical models, to trace the history back of these objects and find the initial conditions that, ideally, are those of the dense cores on which they formed. On the other hand, from the theoretical point of view, many studies have considered for decades the effect of the magnetic field in models. However, the lacks of instrumentation and observational techniques have prevented us from testing the predictions. Fortunately, several telescopes have developed polarimetric system during the last years allowing us to study for the first time the magnetic fields in a reliable manner. The complex interplay in dense cores among gravity, thermal pressure, turbulence, rotation, and magnetic field, in not well characterized due to all the previously described issues and, as a consequence, not well understood theoretically. The aim is, then, to improve our understanding on how the low-mass starless dense cores form, survive, and evolve. We faced this aim in a twofold approach. Firstly, we characterized observationally the physical, chemical, and magnetic properties of magnetized dense cores in their most initial stages, in order to understand the real initial conditions of the star-formation process. Secondly, we have compared interferometric observations of a Class-0 source to theoretical models of magnetized cloud collapse to derive the bettersuited initial conditions to form it, and the most relevant physical processes involved. To study the very young dense cores, we selected the Pipe nebula. This cloud presents very low star-formation efficiency (~0.06 %) and it is permeated by a uniform magnetic field. The nebula harbours more than a hundred very young dense cores mostly quiescent. We have mapped dense cores with densities below 10(5) cm(-3), lower than the typical values reported in literature. These cores present structures compatible with Bonnor-Ebert spheres, which suggests that they can be in a state close to hydrostatic equilibrium with the environment. Moreover, we discovered a very rich and varied chemistry, unexpected taking into account previous works in similar sources. Even in such young and diffuse objects, it is possible to distinguish differentiated chemical properties that allow us to propose an observational characterization and to suggest a possible evolutionary sequence. Some of the cores present chemical properties compatible with ages of 1 million years, but the lack of signposts of collapse suggests that active supporting non-thermal sources are acting. The lack of spherical symmetry also implies that some anisotropic force is present. The reported sub-Alfvénic turbulence points to magnetic field as this agent, which would cause the flattened shapes. NGC 1333 IRAS 4A is the ideal source to test magnetized low-mass cloud collapse models as it is a young Class-0 source with a collapsing envelope of gas and dust and a detected magnetic field with a clear hour-glass shape. We have confirmed that its properties can be satisfactorily explained with the standard model of star formation. The ideal-MHD models lead to better results, and the use of a temperature profile improves the agreement with the observational data. The initial conditions of the models, with sizes of ~0.1 pc and centrally peaked densities, agree with the results found toward the Pipe nebula dense cores. The intensity of the magnetic fields used in the models can be scaled to the values obtained for the diffuse gas with a power-law such as B-alpha-ro (1/2) typical of magnetized clouds evolving through ambipolar diffusion. From a technical point of view, the method used can establish the starting point in the way the ALMA data will be analyzed. The high quality of the data will make possible this kind of analysis, and foresees a huge improvement in our understandings of the star-formation process. / És una evidència observacional que els nuclis densos són llocs de naixement d’estrelles de baixa massa. Aquestes regions aparentment inactives són capaces de sobreviure diverses vegades l’escala temporal de caiguda lliure i, potencialment, col•lapsar per formar estrelles. Malgrat la seva importància se’n coneixen pocs detalls dels primers estadis evolutius d’aquests objectes. El desafiament observacional que representa estudiar objectes tan difusos i estesos ens dificulta revelar-ne les respostes. Resulta molt més senzill, des d’un punt de vista observacional, estudiar fonts més brillants com les més evolucionades Classe-0, de les quals se’n pot revertir la història en base a models teòrics i trobar-ne les condicions inicials que són, idealment, aquelles dels nuclis densos on s’han format. Per altra banda, des d’un punt de vista teòric, molts estudis han considerat l’efecte del camp magnètic en els seus models durant dècades. No obstant això, la mancança d’instrumentació i tècniques observacionals impedien contrastar-ne les prediccions. Per fortuna, diversos telescopis han desenvolupat sistemes polarimètrics durant els darrers anys permetent estudiar per primera vegada i de forma fiable el camp magnètic. Per tot això, la complexa interacció als nuclis densos entre gravitació, pressió tèrmica, turbulència, rotació i camp magnètic no està ben caracteritzada observacionalment i, com a conseqüència, tampoc ben entesa teòricament. L’objectiu és, aleshores, aprofundir en la comprensió de com es formen, sobreviuen i evolucionen els nuclis densos de baixa massa. Aquest objectiu l’hem enfrontat seguint dues vessants. En primer lloc, hem caracteritzat observacionalment les propietats físiques, químiques i magnètiques dels nuclis densos magnetitzats als seus estadis més primigenis, a fi d’entendre les vertaderes condicions inicials del procés de formació estel•lar. En segon lloc, hem comparat les observacions interferomètriques d’una font Classe-0 amb models teòrics de col•lapse de núvols magnetitzats, per derivar-ne les condicions inicials més adients per formar-la i els processos físics que n’han dominat l’evolució. Per a l’estudi dels nuclis densos primigenis hem seleccionat la nebulosa de la Pipa, que presenta una eficiència de formació estel•lar molt baixa (~0.06 %) i està penetrada per un camp magnètic uniforme. La nebulosa alberga més d’un centenar de nuclis densos molt joves majoritàriament inactius. Hem mapat nuclis densos amb densitat per sota de 10(5) cm(-3), molt per sota dels valors reportats a la literatura. Aquests nuclis presenten una estructura compatible amb esferes de Bonnor-Ebert, el que suggereix que es poden trobar en situació d’equilibri hidrostàtic amb el seu entorn. A més, hem descobert una química molt rica i variada, inesperada tenint en compte els treballs previs en fonts d’aquest tipus. Inclús en objectes tan joves i difusos, és possible distingir característiques químiques pròpies que permeten definir grups i establir una possible seqüència química evolutiva. Alguns dels objectes mostren propietats químiques típiques d’edats de 1 milió d’anys, però la mancança d’indicis de col•lapse gravitatori suggereix que hi ha actives fonts de suport no tèrmiques. La falta de simetria esfèrica també implica que alguna força anisotròpica està actuant. La turbulència sub-Alfvénica apunta a que el camp magnètic pot ser aquest agent, el que causaria les formes aplanades. NGC 1333 IRAS 4A és la font ideal per a testejar els model de col•lapse magnetitzat a baixa massa perquè es una Classe-0 jove amb un embolcall de gas i pols en fase de col•lapse on es detecta un camp magnètic amb clara morfologia de rellotge d’arena. Hem confirmat que les seves propietats poden ser explicades satisfactòriament amb el model estàndard de formació estel•lar. Els models de magnetohidrodinàmica idealitzada condueixen a millors resultats, i l’ús de un perfil de temperatura millora l’acord amb les dades. Les condicions inicials dels models, amb mides de ~0.1 pc i densitats creixents cap al centre, concorden amb els resultats als nuclis densos de la nebulosa de la Pipa. La intensitat del camp magnètic inicial usat pels models poden ser escalats als valors obtinguts per al gas difús de la Pipa amb una llei del tipus B-alfa-ro(1/2) típica de núvols magnetitzats. Des d’un punt de vista més tècnic, el mètode que hem emprat pot establir un punt de referència en la manera en que les futures dades d’ALMA seran analitzades. La alta qualitat de les dades farà possible aquest tipus d’anàlisis, i fa preveure una gran millora en l’enteniment del procés de formació estel•lar.