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.

No description available.

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.

En esta Tesis presento un estudio espectroscópico detallado de una muestra de Regiones Hii Gigantes en galaxias observables con telescopios del Hemisferio Sur. Las Regiones Hii Gigantes proveen el vínculo entre regiones de formación estelar de menor escala y los violentos procesos de formación estelar que ocurren en las galaxias con brotes estelares intensos. Las Regiones Hii Gigantes (GHiiRs, de sus siglas en inglés) son objetos extendidos y luminosos, observados en los discos de galaxias espirales, irregulares y galaxias enanas compactas azules (BCDs, de su sigla en inglés). Las GHiiRs se forman debido a la presencia de un gran número de estrellas jóvenes y masivas cuyo flujo ultravioleta ioniza el gas que las rodea, y por lo tanto estas regiones indican una presencia de formación estelar violenta reciente o activa. El principal objetivo de este trabajo de Tesis es confirmar la presencia de Regiones Hii Gigantes en galaxias del Universo Local y realizar un estudio comparativo de GHiiRs con distintas metalicidades y estados evolutivos. La identificación de Regiones Hii Gigantes fue posible realizarla mediante espectroscopía de alta resolución, la cual me ha permitido distinguir la presencia de distintas componentes cinem áticas en el gas ionizado, con diferentes velocidades y verificar la naturaleza supersónica de dichas componentes. Definir la naturaleza y condiciones físicas de los brotes de formación estelar masiva permite analizar las abundancias químicas que producen el enriquecimiento químico del Universo Local. Para poder caracterizar los procesos físicos que gobiernan la formación estelar masiva es necesario estudiar un variado rango de entornos y propiedades. Gracias al amplio rango espectral y la buena calidad de los datos he llevado adelante el estudio de las propiedades físicas del gas ionizado. El estudio de los parámetros físicos tales como densidad, temperatura, composición química, etc., comprende el análisis de las intensidades relativas de las líneas de emisión del gas. Este tipo de análisis resulta esencial para poder mejorar el estudio de brotes de formación estelar detectados a distancias cosmológicas. En esta Tesis se presenta el estudio realizado en seis regiones brillantes de las galaxias espirales, NGC6070 y NGC7479, y en cinco brotes de formación estelar de la galaxia enana compacta azul Haro 15. En el Capítulo 1 presento una breve introducción de las propiedades generales de las Regiones Hii Gigantes y del conocimiento que se tiene sobre este tipo de objetos. En el Capítulo 2 propongo un método para proceder a un análisis detallado de la cinemática en aquellas regiones que presentan más de una componente revelada cinemáticamente en los espectros de alta resolución. En ese capítulo presento el análisis cinemático de las seis regiones estudiadas en las dos galaxias espirales y se analiza cómo la presencia de múltiples componentes cinemáticas incluye en la ubicación final en el plano L-. En el Capítulo 3 presento un análisis cinemático utilizando una metodología similar que en el capítulo anterior, pero ahora enfocado en los brotes de formación estelar violentos de la galaxia BCD Haro 15. Del análisis cinemático detallado en los brotes estudiados con más de una componente, se deriva el estudio de las propiedades físicas y abundancias químicas presentado en el Capítulo 4. En este capítulo, sumado a los datos espectroscópicos de alta resolución, presento datos de baja resolución espectral observados en la misma galaxia. Aplicando el método propuesto por el Grupo de Astrofísica del Departamento de Física Teórica de la Universidad Autónoma de Madrid, España (UAM), para la determinación de los parámetros físicos y abundancias, a partir de un programa generado por dicho grupo, realicé un cuidadoso y detallado estudio sobre las propiedades físicas, y abundancias químicas iónicas y totales del gas ionizado discriminado para cada componente cinemática y para el flujo global de las líneas de emisión. En el Capítulo 5 se presentan las conclusiones finales de la Tesis, haciendo un conciso resumen sobre los aportes más signi cativos, y se describen las líneas de trabajo a futuro que se pueden plantear como continuación de lo aquí expuesto.

Las supercáscaras de hidrógeno neutro (SC-HI) se encuentran entre los objetos más enigmáticos e interesantes del medio interestelar. El primero en estudiarlas fue Heiles (1979, 1984) y en su trabajo concluye que éstas no parecen tener correlación con otros tipos de objetos astronómicos, excepto quizás con cúmulos estelares jóvenes. Esto último, sin embargo, no se pudo probar en todos los casos. Diversos mecanismos físicos han sido propuestos para explicar el origen de las supercáscaras. Entre los mismos cabe citar los efectos combinados de los vientos estelares de estrellas de gran masa y las explosiones de supernovas que sufren las mismas hacia el final de su evolución.

No description available.

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.