El objetivo de esta tesis es estudiar las propiedades físicas y cinemáticas en el interior de seis núcleos densos y masivos seleccionados en base a la forma de sus perfiles de la línea CS(2-1), que indican existencia de acreción y de vientos. Esto sugiere que son núcleos densos en etapas tempranas del proceso de formación de estrellas masivas. Estudiamos múltiples transiciones rotacionales de las moléculas CS, HCO+ , CO e isótopos, con los telescopios SEST, ASTE y APEX. Con ello determinamos propiedades físicas de los núcleos densos tales como la columna de densidad, tamaño del núcleo denso, masa, perfil de densidad radial, vientos y velocidad radial. Utilizando el método Monte Carlo buscamos la mejor estrategia para resolver las poblaciones moleculares en el interior de núcleos densos y así reproducir los espectros observados. Calculamos espectros con distintos tipos de modelos de nube variando la densidad, temperatura cinética, abundancia química, velocidad de contracción y turbulencia en función del radio de la nube. Estudiamos el comportamiento de los perfiles de líneas del CS y del HCO+ al usar distintos tipos de nubes. Modelos tipo ley de potencia ajustaron bien las observaciones de líneas moleculares hacia las 6 fuentes escogidas. Los modelos incluyen gas de menor densidad fuera del ancho a media altura determinado por CS y polvo. Por eso utilizamos nubes con radio máximo de 2 a 4 veces el radio del polvo y 2 a 6 veces la masa del polvo. Las tasas de acreción calculadas están en acuerdo con los valores reportados anteriormente para estrellas masivas en formación. Las observaciones no se ajustan con el modelo de núcleo turbulento de McKee & Tan 2003, porque este modelo sobreestima el ancho en velocidad de las líneas.

Las estrellas Wolf-Rayet (WR) constituyen la última etapa evolutiva de las estrellas de gran masa. Los vientos estelares generados en esta fase se caracterizan por sus altas velocidades terminales y tasas de pérdida de masa. Estos vientos interactúan con el medio interestelar que los rodea modelándolo e inyectando energía mecánica. Esa interacción puede ser observada y analizada en diferentes rangos del espectro electromagnético (EE). Las zonas más ricas para estudiar esas interacciones son los rangos rangos óptico, infrarrojo y radio. De observaciones en cada una de esta franjas del espectro se puede obtener información valiosa de la interacción entre el campo de radiación estelar y el material circundante, y entre el material expulsado de las estrellas de gran masa y el material interestelar barrido. En muchos casos, esa interacción crea diferentes estructuras interestelares. Nosotros dedicamos este trabajo al estudio de las contrapartes en distintas franjas del EE asociadas a las nebulosas anillo observadas en el rango óptico. Esas estructuras particulares se llaman burbujas interestelares (BI). Este trabajo se desarrolla de la siguiente manera: en primer término, damos un introducción teórica de los principales modelos que explican la estructura y evolución de las BI, sin tener en cuenta la evolución de las estrellas que le dan origen. Luego, consideramos modelos más realistas que incluyen también la evolución de las estrellas de gran masa, desde la fase de secuencia principal hasta la fase WR. En el Capítulo 3 se muestran algunos ejemplos de BI, damos sus principales parámetros como masa, densidad y tamaño lineal, y se explican los mecanismos que dan origen a la radiación en cada una de las franjas del EE. En los Capítulos 4, 5 y 6 encaramos el análisis multifrecuencia de las regiones de interés. El Capítulo 7 está dedicado al estudio de la formación estelar secuencial en las cáscaras en expansión de las BI asociadas a la acción de los vientos de WR 157 y a WR 153ab. Este estudio es novedoso ya que hasta el momento no hay una cantidad apreciable de trabajos referidos a este tema. Finalmente, en el Capítulo 8 enunciamos los resultados generales, puntos en común y particularidades de las regiones analizadas. Los datos utilizados han sido obtenidos con diferentes instrumentos, en varios casos contamos con datos propios (SEST) o surgidos a través de convenios con otros grupos de investigación (DRAO), y en otros casos, con datos públicos obtenidos de diferentes bases de datos (2 MASS, IRAS, MSX, etc). Los resultados del estudio del continuo de radio en el entorno de WR 157, WR 152 y WR 153ab indican que podemos descartar que el origen de esta radiación es no térmica y el responsable de este tipo de radiación sería la interacción free-free (térmica). Existen similitudes morfológicas entre las distribuciones del gas ionizado y el polvo interestelar. El hidrógeno neutro no presenta correlación con la mayoría de la estructuras analizadas (excepto aquella asociada a WR 152), mientras que el hidrógeno molecular guarda vinculación con el polvo interestelar, y generalmente está ubicado en los bordes de las nebulosas anillo. Esa correlación, junto con la emisión de radiación de los hidrocarburos aromáticos policíclicos (PAHs) en esas zonas, dan la pauta de la existencia de regiones de fotodisociación en los bordes de las nebulosas. La formación estelar secuencial se da en las dos BI estudiadas, pero no con la intensidad que se lleva a cabo en la región H ii clásica Gum 31.

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Los procesos de formación y evolución temprana de estrellas de alta masa aun no se entienden bien. El estudio de las estrellas masivas es, tanto desde el punto de vista observacional como teórico, mucho mas complejo que el de las estrellas de baja masa. Aun así se sabe que la zonas de formación de estrellas masivas se encuentran dentro de nubes moleculares gigantes, y que las estrellas masivas nacen en los núcleos más densos de las nubes. Estos núcleos densos y masivos tienen propiedades características (Garay & Lizano 1999) y son denominados las maternidades estelares. En la formación de estrellas de baja masa se observan chorros y flujos bipolares, pero los chorros colimados son raros en regiones de formación estelar masiva (Guzman et al 2010). Para investigar este problema Guzman compiló una lista de candidatos a objetos estelares jóvenes y masivos con posible presencia de chorros. El objetivo de este trabajo es estudiar los entornos de estos objetos estelares jóvenes con posible presencia de chorros y ver si tienen características similares con las maternidades estelares. Para ello se obtuvieron datos de los siguientes estudios: ATLASGAL (observación en longitud de onda submilimétrica), IRAS, MSX y GLIMPSE (observaciones en longitudes de onda infrarrojas). Consideré 2 listas de objetos: (1) la lista de Guzmán que consiste de 45 objetos infrarrojos (con colores infrarrojos de regiones de formación de estrellas masivas y observaciones de líneas moleculares de alta de densidad) y asociados con emisión en ondas de radio, y (2) una lista de 12 regiones HII hiper-compactas que se cree están en la misma etapa de evolución que objetos con chorros. Primero determine cuales de los objetos en ambas listas están dentro del rango de coordenadas en que observó ATLASGAL. Para aquellos objetos que lo estaban obtuve mapas de contorno, flujo total integrado y ajustes Gaussianos a la emisión. Todos los objetos, excepto uno, tienen emisión sub-milimétrica asociada a la posición de la fuente de radio. Estudié la morfología de esta emisión y encontré que la mas común es la de un núcleo central y compacto, rodeado de una envoltura simétrica y débil. Estudié la correspondencia entre la posición de la fuente de radio y el máximo de la emisión sub-milimétrica, encontrando que hay una muy buena correlación y que generalmente la fuente de radio se ubicaba en el centro del núcleo. Para aquellos objetos incluidos en ATLASGAL (43) obtuve mapas y datos espectrales de los estudios infrarrojos IRAS, MSX y GLIMPSE. Con los mapas construí 2 imágenes de 3 colores (RGB), una para los datos de MSX y la otra para GLIMPSE, para cada objeto. A los datos espectrales obtenidos les ajusté modelos de cuerpos grises de los cuales obtuve valores para la temperatura, densidad de columna y luminosidad de los núcleos. Usando esta temperatura más el flujo sub-milimétrico obtuve la masa y densidad de estos objetos. Encontré que los objetos tienen típicamente tamaños de 0.48 pc, temperaturas de 35°K, masas de 2000 M⊙, columnas de densidad de 8.7 x 1022 cm-2, densidades moleculares de 1.8 x 105 cm-3, y luminosidades de 1.4 x 105 L⊙. Finalmente, analicé la distribución de los parámetros físicos de los objetos en mi muestra y los comparé con la de objetos estudiados previamente, principalmente con la muestra de Faundez et al. (2004). Comprobé que los objetos analizados tienen las características de los núcleos densos y masivos.

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.

Magíster en Ciencias, Mención Física / El estudio de propiedades de muchos cuerpos en materia nuclear ha sido de gran importancia en las últimas décadas. En particular, la materia nuclear rica en neutrones ha cobrado particular interés debido a su importancia en la física de núcleos exóticos y de estrellas de neutrones. Estos estudios han permitido explorar dominios desconocidos de las interacciones nucleares. En contraste, la materia nuclear simétrica es mejor conocida. Sin embargo una explicación teórica satisfactoria de su punto de saturación constituye aún un tema abierto. Dentro de las últimas tendencias ha cobrado protagonismo la inclusión de fuerzas de tres cuerpos en materia nuclear, a fin de mejorar la descripción de su punto de saturación. Por otra parte, si bien el deuterón (par protón-neutrón) es el único estado ligado de dos nucleones en el vacío, la presencia de campos en el medio nuclear permite la formación de estados ligados en forma de di-neutrones. La inclusión de tales efectos en materia nuclear ha sido reportada sólo recientemente. El principal objetivo de este Trabajo de Tesis es el de obtener una ecuación de estado para materia nuclear basado en potenciales internucleones realistas, vale decir, aquellos que dan cuenta de propiedades observadas en sistemas de dos nucleones en el vacío. Para tal efecto se ha calculado la energía de ligazón de materia nuclear simétrica y neutrónica, a temperatura cero, dentro de la aproximación de Brueckner-Hartree-Fock. El esquema da cuenta en forma explícita de la formación de di-nucleones en el medio. Para la descripción de la interacción inter-nucleón se han utilizado: el potencial Argonne v18; y el potencial quiral N3LO con fuerzas de dos y tres cuerpos hasta N2LO. El formalismo nos ha permitido caracterizar la formación de di-neutrones en materia neutrónica, obteniendo funciones de onda de los estados ligados y sus energías de ligazón correspondientes. Además, se han identificado estados superfluidos mediante la resolución de las ecuaciones de Bardeen-Cooper-Schrieffer en materia neutrónica, en los canales 1S0 y 3PF2 . La ecuación de estado obtenida para materia nuclear ha sido aplicada al estudio de la estabilidad de estrellas de neutrones, para lo cual se ha resuelto la ecuación de Tolman-Oppenheimer-Volkoff en estrellas no rotantes en equilibrio hidrostático. La relación masa vs radio de estrellas de neutrones obtenidas resultan consistentes con otros trabajos. Se logró obtener una masa máxima de 1.9 masas solares, sin poder alcanzar las 2.01 masas solares del pulsar J0348+0432, la estrella de neutrones con mayor masa observada. Además, se ha estudiado el enfriamiento de estrellas de neutrones resolviendo las ecuaciones de evolución térmica, incorporando efectos de superfluidez de neutrones en los canales 1S0 y 3PF2 . Las curvas de enfriamiento resultan consistentes con las observaciones.

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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El objetivo de esta tesis fue la de caracterizar las propiedades físicas de zonas de formación de estrellas masivas en nubes moleculares y que se encuentran localizadas en la Galaxia externa austral; y realizar una comparación con zonas de formación estelar masiva en la Galaxia interna. Se seleccionaron 12 fuentes del catálogo IRAS, que se caracterizan por ser candidatas a regiones ultra compactas de HII. Se encuentran localizadas en el III cuadrante de la Galaxia. Se realizaron observaciones de CO(3-2) a 345 GHz y 13CO(3-2) a 330 GHz con el receptor heterodino APEX-2A del telescopio APEX; además de observaciones de la emisión del continuo submilimétrico de polvo a 345 GHz con el bolómetro LABOCA del telescopio APEX. Las observaciones de CO(3-2) y 13CO(3-2) fueron reducidas, obteniendo mapas de espectros. Las observaciones del continuo de polvo fueron calibradas, obteniéndose imágenes de la emisión. Se calculó la distancia cinemática de cada fuente, la masa virial, la masa y densidad de columna por medio de LTE y se calculó el SED, la masa, luminosidad y densidad de columna de la emisión de polvo. Se compararon la densidad de columna peak entre la emisión del continuo submilimétrico de polvo y la obtenida del método de LTE y la masa de H2 entre masa virial, masa por LTE y la masa por la emisión de polvo. Se estudió la luminosidad bolométrica en relación al valor esperado para la Galaxia externa. Se estimaron el factor de abundancia para la Galaxia externa entre H2 y 13CO, la relación entre gas y polvo y la relación entre H2 y W(CO) . La estimación fue realizada utilizando la masa virial como la masa obtenida por cada método y ajustando el factor correspondiente para calcularla. Se comparó con 3 muestras independientes que corresponden a: 1) survey realizado por Faundez et. al.(2004 (10)), utilizando SIMBA se observaron los cielos del Hemisferio Sur, dentro del círculo solar. 2) Primeras observaciones realizadas por el proyecto ATLASGAL( Schuller et. al. 2009 (28)), que consiste en realizar un survey del plano de la Galaxia con LABOCA identicando zonas de formación estelar masiva, en esta primera etapa se observó hacia el I y IV cuadrante. 3) Observaciones realizadas por Lackinton M. para su tesis de Magister, de objetos estelares jóvenes y masivos con jets en la Galaxia interna. Finalmente se obtuvieron las conclusiones de este estudio.