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.

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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.