La región G34.43+0.24 es una nube molecular opaca en la emisión del Infrarrojo medio, la cual presenta una forma filamentaria. Tiene una extensión de ~10 pc y está ubicada a una distancia de 3.7 kpc. Esta región se escogió para realizar un estudio multilíneas con el fin de determinar su morfología a partir de la emisión de transiciones moleculares y poder estudiar la cinemática del gas, en particular investigar la presencia de flujos moleculares. Además tiene la ventaja de ser una fuente ecuatorial, por lo tanto es posible obtener observaciones desde los dos hemisferios. Esto se hizo con los telescopios de Nobeyama (en Japón), APEX y SEST (ambos de Chile). Se realizaron observaciones en las longitudes de onda sub-milimétricas usando el telescopio APEX [en las líneas moleculares de CO(3-2), 13CO(3-2), C18O(3-2) y CS(7-6)], y observaciones en las longitudes de onda milimétricas usando los telescopios Nobeyama [en las transiciones de CS(2-1), SiO(2-1), C34S(2-1), HCO+(1-0), H13CO+(1-0) y CH3OH(2-1)] y SEST [en las líneas CS(2-1) y C18O(2-1)]. Las observaciones tienen resoluciones angulares muy parecidas, siendo casi todas ~15-19”. En las líneas del CO(3-2) y el 13CO(3-2) se hicieron mapas de emisión de la misma región cubierta por el mapa de emisión del continuo del polvo a 1.2 mm (Faúndez et al. 2004, Garay et al. 2004), es decir, la región completa que comprende G34.43+0.24. En el resto de las líneas se observaron sólo partes de la nube. A partir de los mapas de emisión en las diferentes transiciones moleculares fue posible visualizar la correlación entre los núcleos moleculares y los núcleos trazados por la emisión del polvo a 1.2 mm y calcular sus tamaños. Asumiendo equilibrio termodinámico local (LTE) y equilibrio virial fue posible estimar masas, densidades y densidades de columnas. Para el estudio del gas a alta velocidad se realizó mapas posición-posición de la emisión de las alas de los espectros y mapas posición-velocidad, con los cuales se visualizó la orientación espacial de los flujos moleculares. Se descubrieron tres flujos moleculares. Uno de ellos, el ubicado en el extremo norte de G34.4, muestra la presencia de una fuente muy energética inmersa en el polvo y gas dentro de la nube molecular. Previamente, esta zona de G34.4 no mostraba evidencia de formación de estrellas. Siguiendo el formalismo LTE descrito por Bourke et al. (1997) se determinó la masa, el momentum y la energía cinética asociada a los flujos. El estudio y modelamiento de los perfiles de los espectros en las posiciones de máxima emisión, que coinciden con la posición del núcleo MM2, nos indican que se encuentra bajo colapso gravitacional. Para obtener una estimación de la velocidad de colapso y la tasa de acreción se utilizó el modelo simple de Myers et al. (1996), encontrándose parámetros con el valor necesario para permitir la formación de estrellas masivas.

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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.

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Magíster en Ciencias, Mención Astronomía / Presentamos datos a 870 mu obtenidos con el telescopio APEX en la SMC, LMC y puente Magallanico, obteniendo imagenes con 22 .4'' de resolucion para 9 nubes moleculares gigantes. Usamos estos datos en combinacion con observaciones de Spitzer (SAGE) y Herschel (HERITAGE) para construir distribuciones de energia espectral (SEDs) y ajustar una ley de cuerpo negro modificada simple, a fin de determinar temperaturas de polvo, indices de emisividad espectral y opacidades de polvo. Encontramos valores promedios de temperaturas de polvo de 22, 24 y 19 K para la LMC, SMC y puente Magallanico respectivamente, y para los indices de emisividad espectral estos resultados fueron 1.7, 1.6 y 1.7. Encontramos opacidades de polvo promedio a 870 mu de 9, 4 y 2 x10^5 para la LMC, SMC y puente Magallanico respectivamente. De las SEDs encontramos un claro exceso de emision a 870 mu con respecto a la ley de cuerpo negro modificada. Para la LMC, estos excesos variaron de 0.3 a 3 veces lo que habia sido predicho por la ley de cuerpo negro modificada a 870 mu, y de 1.3 a 2.5 veces para la SMC. El puente Magallanico reporto el exceso mas alto con un factor de 9. Con el proposito de entender este exceso de emision a 870 mu, realizamos un analisis de tres partes con los resultados que se obtienen a partir de la emision a 870 mu: la emisividad del polvo, la masa de gas y la razon de gas-a-polvo. Usando datos complementarios de CO determinamos densidades de columna de hidrogeno a partir de masas viriales, y junto con las opacidades de polvo obtenidas de los ajustes, calculamos emisividades de polvo por columna de gas, permitiendonos determinar masas de gas y polvo a partir de la emision milimetrica a 870 mu. Estas emisividades de polvo resultaron mayores que el valor Galactico de Boulanger et al. (1996), indicando una mayor emisividad del polvo o que la aproximacion virial estaria equivocada. Adicionalmente, calculamos masas de gas a partir de la emision milimetrica usando el valor de emisividad de Bot et al. (2010), el cual es un valor Galactico correguido por metalicidad, y las comparamos con las masas viriales obtenidas a partir de los datos complementarios de CO. Obtuvimos masas milimetricas de gas mayores que las masas viriales en un factor de 2-14 en la LMC, 2-6 en la SMC y 100 en el puente Magallanico. Esto nuevamente indica que la aproximacion virial estaria equivocada, por lo tanto no estaria trazando toda la masa de gas, o que la emisividad a 870 mu es mas alta, produciendo una sobrestimacion de la masa de gas a partir de la emision milimetrica. Finalmente, usamos masas de polvo obtenidas a partir de la emision milimetrica usando el resultado de emisividad de Bot et al. (2010), y las masas de gas a partir de los datos de CO y la aproximacion virial para determinar razones de gas-a-polvo. Obtuvimos valores mas altos que el Galactico (~100), indicando menores cantidades de polvo en relacion al gas que en nuestra Galaxia. Esto muestra la dificultad en explicar el exceso de emision a 870 mu como una componente en masa en estos sistemas de bajo contenido de polvo, y tal vez seria la emisividad del polvo que es distinta a 870 mu y que produce este exceso de emision.

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