Búsqueda de chorros enprotoestrellas de alta masa

por

Omar Sergio Rojas García

Tesis sometida como requisito parcial paraobtener el grado de

MAESTRO EN CIENCIAS ENASTROFÍSICA

en el

Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica yElectrónica

Noviembre 2017Tonantzintla, Puebla

Bajo la supervisión de:

Dr. Arturo Iván Gómez RuizCátedra CONACYT para jóvenes investigadores

Dr. Abraham Luna CastellanosInvestigador Titular INAOE

c©INAOE 2017El autor otorga al INAOE el permiso de

reproducir y distribuir copias parcial o totalmentede esta tesis.

A mi familia, amigos y todo aquel que a lo largo

de esta etapa me aportó algo cultivante,

algo vano y algo cierto.

I

AGRADECIMIENTOS

Esta ha sido una etapa totalmente nueva en mi vida, una experiencia enriquecedora. Sinduda la gente que rodea el ámbito científico es en general magnífica e interesante.

Quiero en éste punto agradecer a todos aquellos que me hayan extendido la manocuando lo necesité, confió en que quienes lo hayan hecho y se encuentren leyendo estose identifiquen. Así que, deben saber, que este pequeño texto está escrito pensandojustamente en ustedes. A todas aquellas personas que siempre se mostraroncomprometidas con el crecimiento del conocimiento, a aquellos que altruistamente mebrindaban un poco de su trabajo digerido como consejo, a aquellos que estuvieroncuando más lo necesitaba.

Han quedado buenos amigos, que he visto crecer junto a mí mismo, tanto en el ámbitoeducativo como personal. A todos ellos, también debo agradecerles, por ser en su papelde amigos, maestros, consejeros y ejemplo.

Sergio Rojas

II

RESUMEN

La formación de estrellas masivas es un problema que a la fecha sigue sin resolverseen la rama de la astrofísica. La importancia de comprender estos objetos es esencial,debido a que ellos dominan la luminosidad, cinemática y el enriquecimiento químicodel medio interestelar. Actualmente, incluso se ha llegado a postular que estos objetosayudan a regular la tasa de formación estelar.

A pesar de que en las últimas décadas se han hecho avances significativos observacionaly teóricamente, no se ha llegado a un consenso de cómo es que estos objetos puedenllegar a formarse. Con el fin de identificar objetos estelares jóvenes masivos (MYSOs,por sus siglas en inglés “Massive Young Stellar Objects”) muy tempranos, una parte dela búsqueda de estos objetos se ha encaminado hacia los chorros bipolares, ya que estemecanismo es el candidato más popularmente propuesto como disipador del momentoangular permitiendo la acreción.

En nuestra muestra se reúnen datos espectroscópicos de apuntado único del telescopioEffelsberg en la transición SiO (J=1→0) y mapas sobre las transiciones SiO (J=8→7)y SiO (J=5→4) efectuadas por los telescopios IRAM y APEX sobre regionescandidato a MYSOs, con el propósito de detectar flujos bipolares que puedanasociarse a regiones de formación estelar de alta masa en sus etapas mas tempranas,que se espera estén trazando las primeras eyecciones de material y por lo tanto deninformación de la química existente en el enigmático viento propulsor de estos antesmencionados flujos. Asimismo, se pretende caracterizar los parámetros físicosposibles mediante las líneas de emisión de la molécula de SiO. Ésta fue seleccionadadebido a sus excelentes propiedades como trazador de vientos de materialviolentamente eyectado ya que su principal mecanismo de excitación es mediantechoques entre granos de polvo, como los que se esperan en este tipo de regiones.

III

Tomando una submuestra de los objetos con emisión más intensa obtenidos porEffelsberg y otros prospectos de ATLASGAL, se ha mapeado sobre 45” un total de 20zonas candidatas a contener MYSOs, diez de ellas pertenecientes al cielo septentrionaly otras diez al meridional. A partir de esto se han generado mapas de contornos sobre4σ de la emisión de alta velocidad de SiO, con la finalidad de corroborar la relaciónentre la emisión en el infrarrojo medio y los flujos trazados por dicha molécula. Y, bajola aproximación LTE aunada a datos previos de algunas fuentes se han determinadodensidades columnares y masas asociadas a estos objetos. Además, se han comparadonuestros resultados con los reportados anteriormente para observaciones similares,poniendo en contexto nuestros flujos con trabajos previos. Esta comparación esinteresante debido a que nuestra muestra parte de un criterio de selección diferente.

Tras esto, se ha logrado detectar al menos un nuevo ejemplo de flujo de muy altasvelocidades. Este tipo de fuentes actualmente presenta una población escasa (∼4objetos reportados), por lo que es un prospecto importante en futuras observacionesinterferométricas, ya que estos flujos pueden arrojar información del mecanismopropulsor. Asimismo, se han encontrado movimientos de altas velocidades sobre otrosejemplos de nuestra muestra, que también exhiben un comportamiento de lóbulosbipolares. Adicionalmente, se ha observado una gran correspondencia entre la emisióna 4.5µm con la emisión de SiO sobre los objetos de nuestra muestra, así como laasociación de éstos con regiones encontradas típicamente en zonas muy tempranas deformación estelar de alta masa, lo cual reafirma la teoría de que la emisión difusa a4.5µm traza regiones tempranas y masivas de formación estelar.

IV

ÍNDICE GENERAL

Índice general V

1. Introducción 1

1.1. Formación estelar . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1

1.1.1. Formación estelar de baja masa . . . . . . . . . . . . . . . . . 1

1.1.2. Formación estelar de alta masa . . . . . . . . . . . . . . . . . . 5

1.2. Flujos moleculares en regiones de formación estelar . . . . . . . . . . . 10

1.2.1. Propiedades generales de los flujos moleculares . . . . . . . . . 10

1.2.2. Flujos moleculares en protoestrellas de baja masa . . . . . . . . 11

1.2.3. Flujos moleculares en protoestrellas de alta masa . . . . . . . . 14

1.2.4. Modelado de flujos en protoestrellas . . . . . . . . . . . . . . . 15

1.3. Modelos actuales de acreción hacia estrellas masivas . . . . . . . . . . 18

1.3.1. Modelo de acreción de núcleo . . . . . . . . . . . . . . . . . . 19

1.3.2. Modelo de acreción competitiva . . . . . . . . . . . . . . . . . 20

1.4. Censos de regiones masivas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 21

V

1.5. El SiO como trazador de chorros y flujos . . . . . . . . . . . . . . . . . 25

1.6. Motivación . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 27

1.7. Objetivos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 28

2. Observaciones y reducción de datos 30

2.1. Observaciones . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 30

2.2. Muestra . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 32

2.3. El proceso de reducción . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 35

2.3.1. Selección y re-muestreo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 35

2.3.2. Discriminación de observaciones defectuosas . . . . . . . . . . 39

2.3.3. Sustracción de línea de base . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 41

2.3.4. Generación de cubo de datos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 41

2.3.5. Generación de mapas integrados en las alas corridas al rojo yal azul . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 42

2.3.6. Generación de mapa suavizado: Cambio del ancho de haz . . . 43

2.4. Problemas presentados . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 44

3. Resultados 46

3.1. Espectros de la emisión SiO J=1→0 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 46

3.2. La emisión de SiO J=5→4 y J=8→7 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 52

3.3. Comentarios de fuentes individuales . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 54

3.3.1. Objetos con una componente de alta velocidad . . . . . . . . . 54

3.3.2. Objetos sin componente de alta velocidad . . . . . . . . . . . . 72

3.4. Parámetros de la línea . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 84

4. Análisis 85

VI

4.1. Coherencia en los datos multi-transición . . . . . . . . . . . . . . . . . 86

4.2. Propagación de errores . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 89

4.3. Densidad columnar . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 89

4.4. Temperatura de excitación . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 92

4.5. Densidad columnar total . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 94

4.6. Cálculo de masa . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 98

4.7. Masa en las alas rojas y azules . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 99

4.8. Luminosidad de SiO . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 101

4.9. Relación N(tot) contra Lbol/M⊙ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 104

4.10. Relación LSiO contra contra Lbol/M⊙ . . . . . . . . . . . . . . . . . . 105

4.11. Relación LSiO contra L4.5µm . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 106

4.12. Relación ancho central contra Lbol/M⊙ . . . . . . . . . . . . . . . . . 107

4.13. Relación cociente de lineas contra Lbol/M⊙ . . . . . . . . . . . . . . . 108

4.14. Relación cociente de líneas contra L4.5µm . . . . . . . . . . . . . . . . 110

4.15. Relación Ntot contra Lbol . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 111

5. Discusión 112

5.1. Flujos de Extrema Alta Velocidad . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 112

5.2. Flujos masivos trazados por SiO y su relación con los EGOs . . . . . . 118

6. Conclusiones y trabajo futuro 120

6.1. Los EGOs como trazadores de flujos moleculares masivos . . . . . . . 120

6.2. Correlaciones e interpretaciones . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 121

6.3. Trabajo futuro: química en flujos masivos . . . . . . . . . . . . . . . . 122

VII

A. El telescopio IRAM 129

A.1. El instrumento HERA . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 129

A.1.1. Los backends WILMA y VESPA . . . . . . . . . . . . . . . . 130

A.1.2. Métodos de observación espectroscópica . . . . . . . . . . . . 131

B. Detalles de las observaciones 134

B.1. Datos obtenidos del telescopio IRAM . . . . . . . . . . . . . . . . . . 134

B.1.1. Contenido del archivo de cada fuente . . . . . . . . . . . . . . 135

B.2. Datos obtenidos del telescopio APEX . . . . . . . . . . . . . . . . . . 136

B.2.1. Contenido del archivo para cada fuente . . . . . . . . . . . . . 137

C. Objetos sin emisión detectada durante el patrullaje del telescopioEffelsberg 140

Índice de figuras 145

Índice de tablas 152

Bibliografía 155

VIII

CAPÍTULO 1

INTRODUCCIÓN

1.1. Formación estelar

Las estrellas son un elemento básico en la astronomía, por lo tanto, entender suformación constituye un problema de alta prioridad. Este proceso es muy complejo, yaque abarca varios órdenes de magnitud tanto en masa como en escala lineal (10−1 a102 M⊙, 1011 a 1023 cm), y envuelve fenómenos físicos diversos, en cada cual existenaún muchos enigmas por ser resueltos.

Entre las condiciones primordiales para que el proceso de formación estelar se lleve acabo, podemos considerar que: (1) la nube obscura en el infrarrojo (IRDCs por sus

siglas en inglés “Infrared Dark Clouds”), debe proveer las condiciones apropiadas deformación, (2) la energía potencial debida a la autogravedad debe superar las energíasque dan soporte a la nube. Estas fuerzas son principalmente la energía cinética,turbulenta, y magnética. Además, necesitamos (3) una inestabilidad externa que inicieel colapso.

1.1.1. Formación estelar de baja masa

La teoría de formación estelar de baja masa que actualmente es aceptada fue postuladaen 1987 (Shu et al. 1987), y su gran auge es debido a que ésta concuerda con las

1

observaciones.

Ésta se encuentra constituida por cuatro fases:

1. Formación de núcleos en la nube de rotación lenta.

2. Formación de una protoestrella central con disco.

3. Formación de protoestrella con flujos bipolares.

4. Formación de una estrella tipo T-Tauri, acompañada de un disco formado delmaterial remanente (disco de escombros).

Núcleos embebidos de rotación lenta

El proceso comienza en una nube molecular oscura, la cual provee del materialnecesario para la generación del objeto estelar.

Durante esta primera fase, la formación comienza en este ambiente denso, en dondepequeños núcleos de material comienzan a rotar lentamente (Shu et al. 1987).

Debido a las propiedades de este tipo de nubes, deben estar cercanas al equilibriohidrostático, poseyendo una masa de Jeans (MJ ) asociada, de unas pocas M⊙, lo cuales mucho menos que la masa de la nube (Mnube).

Como MJ ≪ Mnube, la tasa de formación estelar en la galaxia debería ser muchomayor. Debido a esto debe existir algún mecanismo que ayude a soportar el colapsogravitatorio, como son: los campos magnéticos, la rotación y la turbulencia.

Por años se pensó que el soporte turbulento poseía la problemática de que en ausenciade campo magnético era altamente disipativo. A la fecha ha sido numéricamenteconfirmado que ambos decaimientos, ya sea hidrodinámicos omagneto-hidrodinámicos presentan un tiempo de agotamiento menor al tiempo decaída libre. Esto representaba un problema porque se creía que el tiempo de vida de lasnubes moleculares era mucho más grande que el tiempo de caída libre, sin embargo,trabajos recientes muestran que los tiempos de vida son comparables con el tiempo decaída libre (Ballesteros-Paredes et al. 1999) por lo que el soporte turbulento es viableen escalas de tiempo de la nube misma.

Si se toma en cuenta la importancia del campo magnético como fuente de soporte dela nube molecular, existen entonces dos regímenes de interés hacia el problema deformación estelar.

2

En el régimen supercrítico, la masa de la nube (Mnube) es mayor a la masa crítica(Mcr), por lo que la auto gravedad de la nube puede ir venciendo el soporte magnético.En este caso la evolución de la nube se caracterizaría por un colapso obstaculizadomagnéticamente.

En el régimen subcrítico, Mcr > Mnube, el colapso gravitacional no puede ser inducidopor ninguna fuerza externa. Ya que mientras el campo magnético se conserva la relaciónmasa-flujo magnético (Mnube/Φ) permanece fija y subcrítica.

Protoestrella central con disco

Durante su evolución la nube va perdiendo gradualmente el soporte magnético yturbulento, al mismo tiempo que la componente central crece. Cuando este núcleosobrepasa el borde de la inestabilidad y se colapsa dinámicamente, es cuando decimosque ha entrado a la segunda etapa, que está caracterizada por contener unaprotoestrella central acompañada de un disco muy profundamente embebido en unaenvolvente de polvo y gas. El material que está siendo acretado se encuentra sujeto achoques durante su viaje, ya sea que éste termine en la estrella central o en el disco.Cuando el material que se encuentra en caída libre se topa con la superficiehidrostática de la estrella, la energía del choque es disipada en forma de radiación, laque genera la mayor contribución a la luminosidad.

La protoestrella permanece radiativa hasta que acreta suficiente masa y el deuteriologra “encender”. En este punto una capa convectiva se dispersa desde el centro haciaafuera de la protoestrella hasta que esta llega a ser casi completamente convectiva, yactivamente sigue acretando material. La masa final de la estrella depende de la tasa deacreción de material, ya que ésta puede o no suprimir la eyección de los vientosestelares generados debido a la convección causada por el deuterio. De cualquier modopara estrellas que acretan ∼2 M⊙ antes de la ignición del deuterio la luminosidad extrapuede ser transportada por difusión radiativa sin inducir la convección.

Si la convección y la rotación diferencial de la protoestrella se combinan para producirun efecto dínamo, ésta encuentra entonces viable evolucionar a un estado con vientosestelares.

Al principio, la presión de empuje (ram) sobre el material que cae directamente haciala superficie estelar evita la eyección, gradualmente esta presión se debilita debido aque el material cae preferentemente hacia el disco. Los vientos estelares, entonces seaceleran a través de los canales de menor resistencia (los polos rotacionales), lo cualorigina chorros colimados y flujos bipolares.

3

Protoestrella con flujos bipolares

Datos observacionales hacia flujos en objetos estelares jóvenes (YSOs, por sus siglas

en inglés “Young Stellar Objects”), sugieren que todas las estrellas pasan por unaetapa de flujos como parte de su proceso de formación. La principal característica deesta etapa es la presencia de flujos bipolares, los cuales están siendo eyectados desdela protoestrella, y son altamente energéticos (Ek∼1043 a ∼1047 erg). Además de queexhiben una amplia variedad de fenómenos astrofísicos, como son los objetosHerbig-Haro (H-H) y los máseres de agua de alta velocidad.

De acuerdo a su nivel de colimación se pueden distinguir los: (1) flujos bipolaresmasivos de gas molecular frío, y (2) los largos y delgados chorros ópticos, los cualesusualmente están relacionados a objetos H-H.

Durante esta etapa la materia sigue siendo acretada preferentemente por el disco, lo queocasiona que el ángulo de apertura del viento proceda a ensancharse. Con el tiempoel ángulo de apertura del flujo será tan grande que barrerá el material sobre ∼4π sr,revelando la cuarta etapa de evolución.

Estrella tipo T-Tauri

Poco después de su descubrimiento, las estrellas T-Tauri fueron reconocidas comomiembros de una población estelar de baja masa muy joven. Estas estrellasrepresentan la fase de post-acreción en la evolución estelar.

Esta etapa se define por poseer una estrella tipo T-Tauri que ha barrido con la mayoríadel material periférico de tal manera que el remanente circundante no es sino un disconebular. La radiación de estos discos provocan un exceso en el IR. La forma detalladadel exceso IR depende de si el disco es pasivo y sólo se encarga de re-procesar losfotones que inciden sobre el, o si es relativamente masivo y activamente acreta material.Ambos escenarios se han observado hacia estrellas T-Tauri.

Al quedar expuesta la estrella central, puede ser medida su luminosidad bolométrica,con lo que, estudios anteriores han catalogado sus tipos espectrales y localizado suposición en el diagrama H-R, con lo cual se ha concluido que la mayoría de las estrellasT-Tauri son provenientes de trazas convectivas. Éstas presentan masas de entre 0.2 y 3M⊙ y estimaciones a la edad muestran rangos de entre ∼2×105 a 2×107 años.

La que podría considerarse “la quinta etapa de evolución”, sería la etapa en la que eldisco nebular comienza a desaparecer por el hecho de que la materia restante pasa aconformar planetas u otras estrellas compañeras, o simplemente porque este materiales eyectado por el flujo energético.

4

1.1.2. Formación estelar de alta masa

El origen de las estrellas de alta masa permanece como un enigma en la astrofísicamoderna. El revelar los procesos que dan pauta a su formación, desde el origen delreservorio de masa, la formación de cúmulos masivos, el mecanismo deaccreción/eyección, entre otros, son tópicos que se tienen gran esplendor en laactualidad. Esto ha ayudado a que en los últimos 10 años se hayan llevado a cabograndes avances tanto teóricos como observacionales.

El estudio de la formación estelar de alta masa se ve obstaculizado por diversosfactores. Primeramente, los factores observacionales, ya que estos objetos son víctimade múltiples sesgos. Un ejemplo es la dificultad para identificar y detectar objetosestelares masivos en etapas tempranas de su evolución (MYSO por sus siglas en

inglés “Massive Young Stellar Object”), particularmente aquellos que aún no hanformado regiones HII hiper-compactas (HC-HII) o ultra-compactas (UC-HII).

Este problema se debe tanto a limitaciones instrumentales, como a las condicionespropias de estos objetos, ya que éstos se encuentran embebidos en su nube progenitora(medio que es altamente opaco), y además, son objetos angularmente muy compactos(debido a las grandes distancias a las que se encuentran).

Otra limitante de los MYSOs es su baja afluencia, la cual se debe principalmente a surápida evolución y dificultad de producción. Estas dos características se pueden apreciarestadísticamente en la función inicial de masa (IMF, por sus siglas en inglés “Initial

Mass Function”), y en el tiempo de vida en secuencia principal (MS, por sus siglas en

inglés “Main Sequence”) de las estrellas. Ambos escenarios se muestran en la figura1.1.

Conceptualmente hablando uno de los mayores problemas en la formación de estrellasmasivas es la presión de radiación que estos objetos imprimen a su medio circundante,ya sea que éste sea gas o polvo. Ya que en principio, esta radiación es losuficientemente fuerte como para detener la acreción. Lo cual implica que la teoríaestándar para formación de estrellas de baja masa tiene que modificarse para quepueda explicar correctamente la formación de estrellas masivas (Beuther et al. 2007).

En la actualidad, gracias al desarrollo de nuevos métodos de detección se hapopularizado la búsqueda de estos objetos. Entre los cuales destaca la búsqueda dezonas trazadas por choques de material. Esta técnica asciende como una nuevaherramienta de diagnóstico para candidatos a MYSO, y la cual ha obteniendoresultados muy favorables.

Las etapas tempranas de formación, desencadenan un ambiente de movimientosviolentos de material, con lo cual es esperado encontrar choques. Estos están presentes

5

log m [M�]

log

[(

dn

/dlo

gm

)+c

]

✭❛✮ Función de masa calculada en base a losdatos de Pleiades (Chabrier 2003).

✭❜✮ Tiempo de vida en MS teórico comofunción de la masa estelar (Buzzoni 2002).

❋✐❣✉r❛ ✶✳✶✿ (a) Función inicial de masa para el cúmulo Pleiades, como escenificacióndel contraste de formación entre estrellas de baja y alta masa. Del mismo modo la rápidaevolución de las estrellas masivas (b), genera que estos conformen una parte minoritariade la población estelar.

principalmente como resultado de dos procesos físicos necesarios para la formaciónde estrellas masivas: la acreción y como consecuencia de ésta la eyección de material.Esto se propone en muchos de los modelos actuales de formación estelar de alta masa,ya que estos jets de material juegan un papel fundamental en la remoción de momentoangular del disco circunestelar, permitiendo así que la acreción se lleve a cabo hacia laprotoestrella central.

Escenario actual

Estudios recientes han permitido postular un modelo sobre la formación estelar de altamasa (Beuther et al. 2007), en donde las etapas que se han postulado son:

1. Núcleos Masivos sin Estrella Central (HMSCs por sus siglas en inglés “High-

Mass Starless Cores”).

2. Núcleos masivos hospedando protoestrellas de masas bajas y/o intermedias quesustentan acreción y están destinadas a ser estrellas de alta masa.

3. Protoestrellas de alta masa (HMPOs, por sus siglas en inglés “High-Mass

Protostellar Objects”).

4. Estrella final

6

Condiciones iniciales

Las estructuras más grandes de nuestra galaxia son las nubes moleculares gigantes(GMC, por sus siglas en inglés “Giant Molecular Cloud”), con tamaños que van de20 a 100 pc. Diversos catálogos galácticos de múltiples transiciones muestran unadensidad local de nH ∼4×103 a 1.2×104 cm−3 (valores obtenidos mediante unanálisis de “Gradiente de Velocidad Amplio” LVG, por sus siglas en inglés “Large

Velocity Gradient”), y temperaturas entre 10 y 15 K, lo cual conduce a una masaBonnor-Ebert de ∼2 M⊙. Las densidades promediadas sobre el volumen tienenvalores típicos de nH ∼ 50 a 100 cm−3, se han detectado también una dispersión develocidades de entre 2 y 3 kms−1, lo cual indica movimientos supersónicos dada unavelocidad de sonido promedio de ∼0.2 kms−1. Además, se han medido camposmagnéticos de algunas cuantas decenas de µG. Dependiendo del tamaño y lasdensidades, las masas críticas magnéticas pueden tomar valores desde pocas masassolares hasta ∼5×105 M⊙ (Beuther et al. 2007).

Núcleos Masivos sin Estrella Central

Las etapas más tempranas de evolución en estrellas masivas son hasta ahorainaccesibles debido a las limitaciones observacionales. Detecciones básicas de etapasanteriores a la formación de cualquier tipo de fuente embebida caliente, deben tenercomo objetivo un fuerte emisor en las longitudes de onda submilimétricas y un nulo omuy débil emisor en el mediano infrarrojo, debido a que no se ha permitido aún elcalentamiento del polvo en estos grumos (HMSCs).

Estudios recientes de identificación de HMSCs se han llevado a cabo (ej. Klein et al.2005; Hill et al. 2005), a partir de los cuales se ha encontrado que estos cúmulos densosposeen masas entre las 100 y 1000 M⊙, tamaños de 0.25 a 0.5 pc, densidades mediasde 105 cm−3, y temperaturas de ∼16 K.

Otros estudios de estas regiones a través de la molécula de NH3 muestran un anchode línea de ∼1.6 kms−1. En comparación con regiones HMPOs y UC-HII, las quemuestran anchos de línea de entre 2.1 y 3 kms−1 y temperaturas & 22K los bajos valoresde temperatura y anchos de línea de estas regiones, contribuyen a la idea de que ellasrepresentan una etapa de evolución anterior a las etapas HMPOs y UC-HII .

A pesar de que las IRDCs no están bien definidas como una etapa de formaciónestelar, es esperado que éstas alojen varias etapas evolutivas, desde HMSCs hastaHMPOs (Beuther et al. 2007).

7

Núcleos Masivos hospedando protoestrellas en acreción

Mientras que la primera etapa de formación estelar provee objetivos de estudio quecaracterizan las condiciones previas al colapso en la formación de alta masa, etapasposteriores nos sirven para describir la evolución temprana de estos objetos.

El ejemplo más notorio de una región masiva sustentando una protoestrella enacreción fue estudiado por Beuther et al. (2005), el cual mediante observaciones dealta resolución espacial en el milimétrico (Interferómetro Plateau de Bure),acompañadas de observaciones en el mediano infrarrojo (Spitzer), estudió un núcleomasivo de polvo y gas que no presenta contraparte en el mediano infrarrojo, como seespera si existiese una protoestrella.

Esto naturalmente podría catalogarse como un HMSC, sin embargo, poseecaracterísticas que discrepan con lo esperado para un HMSC. La temperaturaencontrada (∼33K, usando NH3) es relativamente alta, el ancho de línea enN2H+(J=1→0) crece desde el borde hacia el centro del objeto, su emisión en la bandade 4.5µm indica actividad de un flujo molecular (este hecho es discutido más

ampliamente en la sección 1.4).

La presencia de un flujo molecular es apoyada por la emisión con perfil no-Gaussianode la línea de CO (J=2→1) y CS (J=2→1), la cual muestra componentes de altasvelocidades.

Un hecho interesante es que hasta ahora no hay estudios que revelen objetos HMSCs.De cualquier manera debido el bajo número de estudios no podemos inferir si esto esdebido a un efecto de selección, o si estos objetos son realmente escasos.

Protoestrellas de alta masa

Los objetos más estudiados en la formación estelar de alta masa son los HMPOs ylas regiones UC-HII. Esto se debe parcialmente debido al catálogo de todo el cielo deIRAS, ya que este permitió la identificación de un gran número de este tipo de fuenteslo que favoreció muchos estudios posteriores.

Estos objetos muestran masas y tamaños similares a los observadas en las IRDCs(masas de entre 100 y 1000 M⊙ y tamaños de entre 0.25−0.5 pc). Sin embargo lasdensidades medias pueden exceder los 106 cm−3, y densidades superficiales de 1 gcm−2, lo cual ha sido tomado como una criterio robusto en núcleos masivos paraconsiderarlos factibles formadores de estrellas masivas (Krumholz & McKee 2008).

Las temperaturas medias en estos sistemas son ∼22K (principalmente derivadas de

8

observaciones de NH3), además, las líneas de NH3 muestran anchos ∼2.1 kms−1.Ambos valores son superiores a los encontrados en las IRDCs.

Otro hecho que distingue a los HMPOs de su etapa más temprana, es que éstos seencuentran asociados con máseres clase II-CH3OH y de H2O (Cyganowski et al. 2009;Walsh et al. 1998; Codella et al. 2004), aunque la emisión máser de estas moléculasha sido reconocida como signo de una etapa evolucionada de la formación estelar, losmáseres de agua también se han observado rumbo a flujos moleculares en estrellas debaja masa. Por lo que un consenso general acerca si éstos trazan regiones masivas nose ha logrado.

Una de las propiedades más estudiadas en los HMPOs son los flujos molecularesmasivos. Los cuales se han asociado prácticamente a todas las etapas de evolucióntemprana en estrellas masivas.

Los discos son esenciales en el escenario de formación basado en acreción. Paraestrellas masivas, algunos discos Keplerianos masivos han sido observados en torno aestrellas de tipo B-temprano (ej. IRAS 20126 + 4102 Cesaroni et al. 1997, 1999,2005). Estas observaciones han mostrado estructuras rotatorias perpendiculares a losflujos moleculares, lo cual se tomó como un indicio de un disco de acreción interno.Estas estructuras no necesariamente presentan un comportamiento Kepleriano, ypueden estar relacionadas a otros mecanismos como toros a grandes escalas querodeen el cúmulo de formación estelar O-B.

Estrella final

La diferencia crítica entre la formación de baja y alta masa radica en la relación deltiempo de formación (t∗f ), comparado con la escala de tiempo Kelvin-Helmholtz.Mientras que en las estrellas de baja masa t∗f< tKH , en las estrellas masivas t∗f> tKH .Lo que indica que mientras las estrellas de baja masa comienzan su etapa MS tiempodespués de haber terminado su etapa de acreción, en las estrellas masivas existe unproceso de acreción aun cuando la estrella ya ha iniciado la MS. Algunos estudios hanencontrado que para poder sobrellevar los efectos de la presión de radiación senecesitan tasas de acreción (m∗⋍ c3/G), de ∼10−3M⊙año−1, estas altas tasas seexplican debido a los altos valores de la velocidad de sonido (c), que se dan en estasregiones.

La etapa de “estrella final” en estrellas masivas no está en este caso determinada por suinclusión en la etapa MS , sino por el tiempo en el que la etapa de acreción ha cesado.

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1.2. Flujos moleculares en regiones de formaciónestelar

Las estrellas se forman por colapso gravitatorio, y así como acretan material, tambiénlo expelen en chorros bipolares altamente energéticos. Existen fuertes evidencias querelacionan físicamente la acreción, eyección y los estreses magnéticos en los discoscircun-protoestelares, de los cuales estos últimos se postulan como el mecanismo queinicialmente genera la eyección de material (ej. Pudritz et al. 2007; Ray et al. 2007).

El material eyectado puede mover el gas molecular, con lo que traslada a éste avelocidades mayores que la de la nube madre. Creando, de esta manera un flujomolecular, que inyecta energía y promueve la actividad química a su paso por elgrumo denso donde se encuentra embebido. Estos flujos se han convertido en unaherramienta muy útil en la comprensión actual de la formación estelar de cualquiermasa, ya que describen el historial de pérdida de masa del sistema, dando evidencia delos eventos químicos, cinéticos y térmicos de las etapas tempranas de acreción y sonestudiados desde el ultravioleta hasta el radio.

Los flujos moleculares son un fenómeno que es bien conocido hacia regiones deformación estelar de baja masa. Ellos, juegan un papel importante durante el procesode formación, ya que son los encargados de disipar el momento angular que contienela protoestrella (Beuther et al. 2007). Si queremos conocer cómo es que se lleva a cabola acreción en los objetos estelares de alta masa, entonces debemos preguntarnos cómoevolucionan estos flujos, cómo y en dónde se origina este material y cuál es elmecanismo de eyección que le da pauta.

1.2.1. Propiedades generales de los flujos moleculares

En los últimos 10 años observaciones interferométricas en la región milimétrica hanpermitido la observación de flujos moleculares a una alta resolución angular (∼1 a 4”),mientras que la capacidad de observar mosaicos de varios campos adyacentes hapermitido el mapeo de flujos completos a estas resoluciones. Sin embargo, lasobservaciones interferométricas siempre pierden una fracción importante de flujohacia emisiones extendidas. Por otro lado, observaciones con telescopios de antenaúnica permiten obtener la emisión total de los flujos moleculares.

Estas observaciones, en conjunto, nos dan acceso a la estructura interna del gas querodea a la protoestrella, permitiendo la caracterización cinemática y morfológica deestos flujos, a pesar de que sus distancias típicas son mayores a 1 kiloparsec (kpc).

Las observaciones de la molécula de CO realizadas mediante telescopios de antena

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única e interferómetros, han ayudado a encontrar tendencias generales en los flujosmoleculares. Entre las más importantes destacan (Arce et al. 2007):

La relación masa-velocidad. - La cual muestra una ley de potencia discontinua,que cumple la relación I ∝ v−γ, esto denota una relación entre la intensidadintegrada sobre la línea y las velocidades de las alas corridas al rojo y al azul.Donde γ comúnmente tiene valores de 1 a 3 para bajas velocidades, y unapendiente más pronunciada a velocidades mayores, llegando a ser tan grandecomo 10 en algunos casos (Ridge & Moore 2001). Esta relación no puede serconsiderada como una relación masa-velocidad verdadera, debido a que enmuchos casos la emisión de la línea es ópticamente gruesa haciendo que laintensidad no este directamente relacionada con la masa.

La pendiente en la curva masa-velocidad incrementa con la edad y la energía delflujo.

La velocidad típica del quiebre de la curva masa-velocidad se encuentra entre 6y 12 kms−1. Aunque se han mostrado valores tan bajos como 2 kms−1 en flujosde CO, y tan altos como 30 kms−1 en flujos muy jóvenes.

El grado de colimación parece disminuir conforme la fuente evoluciona. Tantoen sistemas de baja como de alta masa.

La masa, fuerza, y luminosidad mecánica de estos flujos está correlacionada consu luminosidad bolométrica.

El grado de colimación de los flujos parece decrecer conforme la fuenteevoluciona.

Estas tendencias generales son consistentes con el mecanismo acreción/flujo presentepara un gran rango de masas, desde protoestrellas de baja masa hasta protoestrellas tanmasivas como B-tempranas. Mientras que hay evidencia de la gran diferenciaenergética entre estos tipos de protoestrellas, la dinámica parece estar igualmentegobernada por la presencia de acreción eyección de material en forma de flujos. Tiposespectrales más tempranos (protoestrellas tipo O), también muestran evidencia deacreción, sin embargo, esto no ha sido tan bien establecido como en estrellasB-tempranas (van der Tak & Menten 2005).

1.2.2. Flujos moleculares en protoestrellas de baja masa

Los primeros flujos bipolares fueron descubiertos en la década de los ochenta, duranteestas detecciones los flujos se caracterizaron por estar divididos en dos lóbulos

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poseedores de altas velocidades. En donde el material de un lóbulo se encontrabapredominantemente corrido al azul, mientras que el material del lóbulo contrario seencontraba corrido hacia el rojo. En aquellas épocas la observación de estos vientosera escasa y llegó a considerarse que estos flujos eran producto de una explosiónviolenta (Rodríguez et al. 1980). Sin embargo Snell et al. (1980), tras asociar un fuerteviento estelar con los objetos HH28, HH29 y HH102, localizados en la nubemolecular L1551, dedujo que estas zonas de choques y los objetos Herbig-Haropodían tener un origen común. Con esto, dió a conocer un esquema de vientosestelares eyectados mediante una onda de choque (figura 1.2).

Objetos

Herbig-Haro

Disco de

acreción

Viento estelar

100-200 Kms-1

~150 Kms-1

Envolvente en

expansión

~15 Kms-1

❋✐❣✉r❛ ✶✳✷✿ Esquema del modelo de viento estelar eyectado por choques propuesto porSnell et al. (1980)

Conforme más observaciones hacia estos objetos se realizaron, se encontró que éstosmuestran una extensión típica de 0.1 a 1 pc, con velocidades en sus flujos de entre 10y 100 kms−1, valores típicos de su momento son 10−5M⊙kms−1año−1, mientras que latasa de pérdida de masa llega a ser tan alta como 10−6M⊙año−1. El factor de colimación(fc = radio mayor/menor), que llegan a mostrar estos objetos se encuentra en rangosde ∼3 a >20 y muestra una clara tendencia de mayor colimación mientras más velozsea el flujo molecular.

Observaciones interferométricas, han revelado factores de colimación incluso mayores,

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sistemas que se han ganado el nombre de “chorros moleculares”, los cuales se hanapreciado mediante la emisión de CO de muy alta velocidad trazando una estructuraque se extiende siguiendo una trayectoria lineal y estrecha. Por otro lado, el CO de bajasvelocidades traza una cavidad producida por choques dentro del chorro protoestelar, elcual arrastra consigo gas molecular del entorno, produciendo estructuras molecularesde baja velocidad (Arce et al. 2007).

Otra característica fundamental en los flujos pertenecientes a protoestrellas de bajamasa es que la morfología y colimación cambian con el tiempo. Mientras que losflujos más jóvenes se muestran altamente colimados (o al menos incluyen uncomponente muy colimado), las fuentes más viejas presentan un factor de colimaciónmucho más bajo. Estas discrepancias en los comportamientos han provocado quehasta ahora ningún modelo (potenciado por chorros, o por vientos) haya logrado por símismo explicar las diferentes morfologías y propiedades cinemáticas observadas entodos los flujos. Esfuerzos futuros sobre modelos compuestos parecen ser un escenarioatractivo en este campo.

Una explicación para este escenario, es que a etapas muy tempranas sólo la parte másdensa del flujo puede romper la envolvente, la cual es muy densa y se encuentrainfluenciada por el movimiento de caída del material circundante. Conforme laenvolvente pierde masa, la componente menos denso y menos colimado del flujo llegaa ser capaz de romper dicha envolvente, acarreando gas que hasta entonces no habíasido afectado por el flujo colimado, este gas eventualmente se hace el principalresponsable de la emisión observada como un flujo molecular.

Estructuras complejas

No todas las fuentes tienen estructuras tan simples o sosegadas como los chorrosmoleculares. Observaciones de CO también han mostrado flujos de una estructura máscompleja. Por ejemplo, fuentes como IRAS 04239+2436 [HH300] o L1157, hanmostrado un pequeño número de fuertes eyecciones (de 2 a 5), que resultan en lapropagación de un gran choque. Esto morfológicamente hablando se observa como lasuperposición de flujos chocados. Esto puede ser explicado debido a esporádicoseventos de variación en la tasa de acreción hacia la protoestrella, lo cual propicia uncambio en la velocidad del material eyectado.

Otro fenómeno confirmado en pocas fuentes es la precesión, la cual se aprecia pormedio de observaciones que revelan un doblado o desalineado entre las estructurasdentro de los flujos, además, observaciones interferométricas más detalladas muestranestructuras irregulares y complejas que se interpretan como variaciones temporales yespaciales en la eyección.

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De hecho, cuando se observan fuentes con la resolución alcanzada por interferómetrosen el milimétrico, muchas regiones bien definidas como flujos bipolares por telescopiosde antena única revelan estructuras mucho más complejas e irregulares. Esto indicavariaciones tanto temporales, como espaciales de estos fenómenos.

Se llama “flujos cuadripolares” a las fuentes que muestran cuatro lóbulos, los cualesaparentan estar potenciados por la misma condensación protoestelar, y a pesar de quevarios escenarios son propuestos para explicar este comportamiento, observacionesinterferométricas han claramente favorecido la hipótesis de que esto se debe a dosobjetos independientes en el mismo núcleo molecular, cada uno potenciando sus doslóbulos respectivos (ej. Gueth et al. 2001).

1.2.3. Flujos moleculares en protoestrellas de alta masa

Los flujos generados por las protoestrellas más luminosas han tomado gran auge enlos últimos años, y con lo cual se han logrado resultados fructíferos, ya que ahoraconocemos mejor las propiedades de estos flujos masivos y cómo se relacionan éstoscon los flujos observados en protoestrellas de baja masa.

Los flujos asociados a protoestrellas de clase B-temprana, o -media, poseen tasas deeyección de masa de 10−5 a ×10−3 M⊙año−1, momento transmitido de 10−4 a 10−2

M⊙km−1año−1. Las luminosidades mecánicas oscilan entre las 10−1 y 102 L⊙ mientrasque las luminosidades bolométricas exceden las 104 L⊙. Todas estas características danpauta a un poderoso viento de ángulo generalmente amplio (típicamente mayor a 90◦).

Las estrellas de tipo B-temprano más jóvenes (∼104 años o menos) pueden mostrarflujos dominados por un chorro colimado, y éste a su vez puede dar pauta a vientos yasean alta o pobremente colimados. En algunas fuentes el ángulo de apertura suele estarentre los 25◦ y 30◦, mientras que en otras el ángulo es sólo de unos pocos grados. Estagran colimación solo se ha detectado sobre fuentes muy jóvenes (. 104 años), por locual son objetos que no han alcanzado la MS.

Se ha registrado al menos un caso en el que un flujo colimado ha continuado suactividad después de ∼106 años, a pesar de que el flujo molecular al que está asociadomuestra un ángulo de apertura grande y una morfología compleja (ej. HH80−81Yamashita et al. 1989; Martí et al. 1993).

Para los flujos que son pobremente colimados, se ofrecen diferentes escenarios quepueden explicar dicho comportamiento, como son: (1) el chorro presenta una precesiónbastante alta, (2) existe un fuerte viento de ángulo amplio que acompaña al chorro, (3)existe un fuerte viento de ángulo amplio sin chorro alguno y finalmente esto puededeberse también a un (4) evento explosivo.

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En los flujos masivos, factores de colimación tan altos como ∼4 o ∼5, en el gasmolecular sigue siendo consistente con ser potenciado por vientos, siempre y cuandola densidad del núcleo madre sea muy alta, y para el viento sea más fácil el romper lanube que ensanchar la cavidad del flujo. Una vez que el flujo ha escapado del núcleomadre el incremento en momento que se generó, es transferido al medio intracúmulo.

A la fecha, no se han encontrado flujos moleculares extremadamente colimadosasociados hacia protoestrellas de tipo más temprano que B0. Es posible que esto sedeba sólo a un efecto de selección ya que estos objetos se desarrollan en cúmulosdensos y alcanzan la secuencia principal, en tan solo 104 años, por lo que pueden serconfundidos con eventos explosivos.

Una vez que la estrella OB alcanza la MS, la radiación incrementa debido a la fuentecentral, la cual comienza a generar una significativa cantidad de fotones en el continuode Lyman, los cuales ionizan el flujo saliente de gas incluso a grandes radios.Inherentemente colimaciones más bajas del viento ionizado debido a esta presión deradiación son sugeridas por simulaciones hidrodinámicas (Yorke & Sonnhalter 2002).

Este gran flujo de fotones también incrementa el grado de ionización del gasmolecular, produciendo un tiempo de interacción colisional ion-neutral más corto.Esto provoca un mejor acoplamiento radiación-campo magnético, lo cual ayuda a lacolimación magneto-hidrodinámica (MHD).

1.2.4. Modelado de flujos en protoestrellas

Varios escenarios se han propuesto para explicar el cómo los flujos moleculares seforman. Actualmente estos modelos se pueden separar en cuatro categorías principales.

1. Corazas propulsadas por vientos (WDSs, por sus siglas en inglés “Wind-Driven

Shells”).

2. Jets propulsando arcos de material chocado (JDBSs, por sus siglas en inglés “Jets

Driven Bow Shocks”)

3. Jets propulsando flujos turbulentos (JDTF, por sus siglas en inglés “Jets-Driven

Turbulent Flows”)

4. Flujos circulantes (CF, por sus siglas en inglés “Circulation Flows”)

Muchas propiedades de los flujos, en particular la estructura espacial y de velocidaddel CO son generalmente similares en un amplio rango de luminosidades. Lo quesugiere que mecanismos similares pueden ser responsables de la producción de flujosmoleculares tanto de sistemas de baja como de alta masa.

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Modelos WDSs

En este modelo, un viento de gran ancho radial sopla hacia un material circundanteestratificado, lo que provoca el barrido de una delgada coraza que puede ser identificadacomo la cubierta del flujo. Esta clase de modelos es atractiva ya que logra explicar losflujos viejos, con una gran extensión lateral y que presentan una baja colimación.

Modelos JDBSs

En este tipo de modelos un chorro altamente colimado se propaga dentro del materialambiental produciendo una delgada capa alrededor del mismo. Tan pronto como elchorro impacta el material envolvente se forman un par de zonas de choque, una en elchorro y otra que es un arco chocado justo a la cabeza de éste. La alta presión entreestos choques genera una eyección de material a las afueras del haz del chorro. Lainteracción de este material con el gas ambiental no perturbado genera una superficiede choque mucho más grande, produciendo así un flujo en forma de coraza que rodeadicho chorro.

Las variaciones en la tasa de pérdida de masa generan una cadena de choques a lo largodel eje del chorro, lo que se muestra como una cadena de choques dentro de la corazadel flujo principal.

Modelos JDTFs

En esta clase de modelos, inestabilidades Kelvin-Helmholtz a lo largo del límite entre elchorro y el material envolvente provocan la formación de una capa viscosa y turbulentade material mezclado, a través de la cual el gas molecular es trasladado. Esta capamezclada crece a ambos lados de la capa tanto en el material envolvente como en elchorro, lo que eventualmente genera que todo el flujo sea turbulento.

Simulaciones de este tipo de flujos (ej. Micono et al. 2000), logran reproducir la ley depotencias discontínua que se observa en la gráfica masa-velocidad, incluso si laquímica molecular o el enfriamiento no se incluyen. De cualquier manera, estosmodelos producen una reducción en la velocidad del flujo molecular con respecto a ladistancia a la fuente central, contrario a lo que observacionalmente muestran estosflujos.

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Modelos CF

En este caso el flujo molecular no es propulsado por un chorro o un viento subyacente,sino que es formado por material que en su camino a ser acretado es desviado lejos de laprotoestrella siguiendo un patrón de circulación cuadripolar que rodea a la protoestrella.Esto, debido a un toro central de alta presión MHD. Una vez desviado, el material esacelerado sobre la velocidad de escape mediante calentamiento local. El flujo molecularsigue siendo afectado y transportado por el viento o chorro, pero esto solo se da hacialos polos y no es el factor dominante para la aceleración.

Este modelo es atractivo debido a que provee un mecanismo de inyección de masaque puede explicar el exceso de material eyectado por estrellas tipo O, ya que pareceimprobable que el transporte de las grandes cantidades de material observadas puedadarse de manera directa (propulsado por chorro o vientos).

Una visión global del comportamiento esperado de acuerdo a los modelos antesmencionados puede apreciarse en la figura 1.3.

Propiedad predicha para el �ujo molecular

Morfología Velocidad Temperatura MomentoVientoModelo

Jet

Turbulento

Jet con

arcos chocados

Viento amplio

Circulación

❋✐❣✉r❛ ✶✳✸✿ Propiedades predichas para flujos moleculares según los diferentesmodelos, asumiendo una densidad subyacente de r−1 a r−2 (Arce et al. 2007).

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1.3. Modelos actuales de acreción hacia estrellasmasivas

A pesar de los grandes avances que se han hecho tanto en el campo observacional comoteórico, no se ha llegado a un consenso de cómo es que se forman las estrellas del altamasa.

Las principales dificultades en el entendimiento de la formación estelar masiva radicanen que no somos capaces de constreñir completamente las propiedades de la nubeprogenitora ni tampoco de validar, si es que éstas son las condiciones prístinas o lasdadas posteriormente a una evolución.

Otra ambigüedad existente es acerca del estado final en el proceso de formación.Observacionalmente se ha encontrado que las estrellas masivas tienen una fracción decompañeras mayor a la mostrada por estrellas de baja masa, aunque la masa y elperiodo para estos sistemas binarios no están tan bien determinados como hacia suscontrapartes menos masivas.

Similarmente, las propiedades de los cúmulos de estrellas masivas aún es tema dedebate. Mientras que la gran mayoría de estrellas masivas son parte de un cúmulo oalgunas son fugitivas, eyectadas por su propio cúmulo, observacionalmente 4± 2% delas estrellas tipo O parecen no estar inmersas en un cúmulo ni parecen tampoco serfugitivas, lo que parece indicar que este tipo de estrellas puede formarse enaislamiento. Lo que posiblemente se deba a un mecanismo diferente al de la mayoríade las estrellas masivas (Krumholz & Bonnell 2007).

En el ámbito teórico, existen dos modelos que compiten por explicar el proceso deformación estelar de alta masa, en los cuales la diferencia principal es la manera en quecada modelo propone cómo es que el material es reunido. Éstos son:

El modelo de acreción de núcleo (The Core Accretion Model).- Sugiere que lanube progenitora es consecutivamente fragmentada hasta que llega a ser unreservorio de núcleos, el cual tras ser sometido a presiones externas ya sea decúmulos estelares o de un grupo de nubes preestelares masivas, colapsa paragenerar una estrella masiva (Krumholz & Bonnell 2007).

El modelo de acreción competitiva (The Competitive Accretion Model).- Tratade explicar la formación estelar masiva, a partir de considerar un cúmulo estelarcomo un todo. Donde la acreción es facilitada por el potencial central, éstecanaliza el material hacia él y permite a las estrellas centrales (más masivas), aseguir acretando material (Krumholz & Bonnell 2007).

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1.3.1. Modelo de acreción de núcleo

La premisa básica de este modelo es que todas las estrellas, de baja y alta masa, seforman mediante la fragmentación jerárquica de la nube molecular, la cual se rompeen pedazos cada vez menores bajo la influencia de turbulencia, campos magnéticos yautogravedad.

Este proceso continúa hasta que la sub-fragmentación llega a una escala muy pequeña,llamada núcleo, el cual ya no es sometido a sub-fragmentación interna antes decolapsarse a densidades estelares. Eh aquí que estos núcleos representan un objeto apartir del cual la estrella o el sistema de estrellas ligadas (ej. un sistema binario) seforman, y la masa del núcleo es la que determina el acopio de material disponible paraformar la estrella. Debido a esto, el modelo lleva a varias predicciones.

1. Debe existir una relación directa entre las funciones de masa para estrellas ynúcleos (de hecho la distribución de masa de núcleos establece la distribución demasa estelar).

2. La distribución espacial y de velocidades deben ser similares para sistemasestelares muy jóvenes y los núcleos. Propiedades como la fuerza de cúmulo,grado de segregación de masa y la cinemática entre cada clase de estos objetos,deben ser similares.

3. Debido a que los núcleos se encuentran en colapso gravitacional pero el gas no,la tasa de formación estelar para nubes de un tamaño mucho mayor al tamaño delnúcleo debe ser muy pequeña. Es decir, la tasa de formación estelar (SFR, por

sus siglas en inglés “Star Formation Rate”) debe ser .10%.

Este modelo es capaz de simular todos estos escenarios. Sin embargo un gran retohacia este modelo es explicar cómo un objeto que es potencialmente de unas 102

masas de Jeans (MJ ), puede directamente colapsarse, evitando el proceso desubsecuentes fragmentaciones hasta llegar a un tamaño de ∼1 MJ (de hecho, este es elcomportamiento en simulaciones puramente hidrodinámicas).

El trabajo analítico de Krumholz (2006); Krumholz et al. (2007a,b), provee unasolución a este problema: durante épocas muy tempranas, la radiación deretroalimentación generada por el potencial gravitacional del gas colapsando, modificala ecuación efectiva de estado del gas en escalas que van de ∼0.01 a 0.1 pc. Estaecuación es fundamental para determinar si el gas se fragmenta o no. En lassimulaciones hechas por Krumholz se encontraron valores de razones efectivas decalores específicos como γ= 1.1−1.2, lo que se lleva a una ecuación de estado más“rígida” que isotérmica, lo cual no favorece la fragmentación. De hecho en estassimulaciones la fuerte supresión de fragmentación sugiere que en las regiones densas

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en donde las estrellas masivas son formadas el gas no puede fragmentarse a escalasmenores de ∼10−2 pc, por lo que el colapso monolítico es el único escenario posible.

1.3.2. Modelo de acreción competitiva

Los modelos de acreción competitiva surgen de los requerimientos de formar uncúmulo completo de estrellas en adición a formar unas pocas estrellas masivas dentrodel sistema. Las condiciones iniciales permiten una fragmentación rápida, que producelas estrellas de baja masa, mientras que las estrellas más masivas se forman de manerasubsecuente debido a la continua acreción en el cúmulo estelar, en donde el potencialdel sistema general encauza el gas hacia el centro del potencial donde éste esfinalmente acretado por las protoestrellas de alta masa localizadas allí.

La fragmentación inicial y el colapso de estos primeros trozos los coloca a unaseparación correspondiente a una longitud de Jeans (λJ→ ≈0.05 pc), distanciasuficiente para que la fragmentación no se vea afectada por el calentamiento debido alas estrellas periféricas recién formadas. Varias simulaciones han probado que lafragmentación de un medio turbulento da como resultado un rango de masas estelaresque siguen una MJ térmica de la nube. Esto se interpreta como que la turbulenciagenera las estructuras en la nube molecular, mientras que el estado térmico determinala escala de fragmentación, y por ende la masa característica de la formación estelar.

Dicha fragmentación no produce estrellas con masas mayores a decenas de MJ , por loque para explicar estrellas masivas este modelo propone que una vez que los fragmentosindividuales han sido formados, éstos caen juntos para formar pequeños sistemas quecrecen debido a la acreción. Estos sistemas se mezclan entre sí generando un escenariojerárquico de mezclado.

El mecanismo propuesto para generar esta acreción es el gran potencial gravitacional agran escala. Este potencial naturalmente dirige el gas hacia el centro del sistema. Paraesto el modelo requiere que la fragmentación sea ineficiente, de tal manera que existaun gran depósito de gas disponible para la acreción de la estrella.

El segundo requerimiento es que el gas sea capaz de moverse libremente bajo la mismaaceleración gravitacional a la cual las estrellas están sujetas (si el gas se encuentra fijadodebido a un campo magnético, entonces este no podrá ser acretado).

Una condición necesaria es que el sistema (cúmulo) esté gravitacionalmente ligado, detal manera que el potencial general tenga un efecto significativo.

Si la acreción se da por medio de acreción competitiva, se generan algunaspredicciones. Una es que debe haber una correlación entre las propiedades del cúmulo

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y la masa de las estrellas más masivas. Esto se ha observado en la correlación presenteentre la masa total del cúmulo y la masa de la estrella más masiva en él. Además, estemodelo también provee una explicación para la frecuencia y las propiedades de lossistemas binarios de estrellas masivas, ya que éstos pueden fácilmente formarsemediante fragmentación y captura de tres cuerpos en estos sistemas centrales delcúmulo.

Una limitante fundamental en este modelo es que la acreción es altamente dependientede los valores de densidad, masa estelar y dispersión de velocidades, (acreción de

Bondi-Hoyle). Por lo que pequeños cambios en estas propiedades, generan grandescambios en las tasas de acreción, los cuales van desde 10−9 M⊙año−1 a 10−4

M⊙año−1 (Krumholz & Bonnell 2007). Este hecho podría ayudar a explicar la granvariedad de masas en la IMF, sin embargo esto limita el crecimiento del conjunto deestrellas que se mantienen de baja y mediana masa.

1.4. Censos de regiones masivas

Al desarrollarse la astronomía milimétrica, una ventana completamente nueva fueabierta, la astronomía molecular, la cual nos ha dado la posibilidad de caracterizar laspropiedades de regiones que hasta el momento eran desconocidas. Zonas queanteriormente permanecían ocultas fueron descubiertas, esto gracias a la emisión delas moléculas que las conforman. Cada molécula puede trazar diferentes capas de laregión, detallando cada vez más el medio interestelar (ISM, por sus siglas en inglés

“Interestelar Medium”) estudiado, incluso si la zona es altamente obscurecida o noresuelta, los mapas han permitido la caracterización de amplias regiones de la bóvedaceleste. Estos estudios se concentran sobre el plano galáctico, región que es formadorade estrellas por excelencia.

Estos estudios han promovido la generación de nuevos catálogos que han permitidodiagnosticar y compilar una gran muestra de regiones candidatas a estar trazadas porflujos masivos y altamente energéticos. Como lo son: GLIMPSE y ATLASGAL.Dichos catálogos con coberturas en el mid-IR y sub-mm, respectivamente, ya han sidoobjeto de amplias investigaciones.

GLIMPSE (Catálogo Extraordinario del Legado Infrarrojo del Plano Medio Galáctico,por sus siglas en inglés “Galactic Legacy Infrared Midplane Survey

Extraordinaire”), es un catálogo que surge a partir de las observaciones realizadas porel telescopio espacial Spitzer. Este contiene apuntados hacia 111,000 posicionesdiferentes, y capturas realizadas utilizando los filtros de la cámara IRAC (Arreglo decámaras infrarrojas, por sus siglas en inglés “InfraRed Array Camera”), a 3.6, 4.5,5.8, and 8 µm, creando así una compilación de 444,000 imágenes las cuales abarcan

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verdes y extendidas, indicando un exceso en la banda de 4.5µm. Debido a esta fuerteemisión las imágenes compuestas mostraban una destacada región impregnada detonos verdosos, por lo que estos objetos fueron nombrados “EGOs” (Objetos VerdesExtendidos, por sus siglas en inglés “Extended Green Objects”). Esta búsqueda fuerepetida por tres colaboradores independientemente, y sólo los objetos quecoincidieron para todos ellos fueron incluidos en el catálogo.

La mayoría de estos objetos son brillantes y relativamente compactos (aunque masextendidos que las fuentes puntuales, con extensiones de ∼30”) y aunque en primerainstancia estos objetos pueden confundirse con remanentes de supernova (SNR, por

sus siglas en inglés “Super Nova Remanent”) o con nebulosas planetarias (PNe, por

sus siglas en inglés “Planetary Nebula”), la estructura de estos objetos tienencaracterísticas muy específicas. Por ejemplo las SNR son más grandes, difusas yestructurados que los EGOs, mientras que las PNe muestran una emisión dominadapor el rojo en estas imágenes compuestas, y generalmente exhiben una morfologíaesférica.

Los EGOs han sido ampliamente estudiados, y fuertemente asociados con regionesde formación estelar masiva en sus etapas tempranas. Esta asociación está basada enla buena correlación de estos objetos con nubes obscuras infrarrojas (IRDC, por sus

siglas en inglés “Infrared Dark Cloud ”), por su posición en el diagrama color-color enbandas infrarrojas [3.6−5.8]µm contra [8.0−24.0]µm, y por su cercanía con máseresde metanol CH3OH a 6.7 GHz (Cyganowski et al. 2008).

Otro catálogo que ha impulsado el estudio de regiones de formación estelar de altamasa es ATLASGAL (Catálogo Galáctico de Área Amplia del Telescopio APEX, por

sus siglas en inglés “APEX Telescope Large Area Survey of the Galaxy”), el cual esun catálogo de área amplia que explora el cielo sureño a longitudes de ondasubmilimétricas y provee una base de datos imparcial de fuentes centro-galácticas enel sub-mm.

Los primeros datos de este catálogo se obtuvieron en 2007, sobre una área de ∼100(◦)2,con una longitud galáctica de −30◦ a +21◦ sobre −1◦ a +1◦ en latitud. En la actualidadla cobertura ha llegado a ir de −80◦ a +60◦ en longitud y de −2◦ a +1◦ en latitudgaláctica, con lo cual ha sido capaz de catalogar más de 6000 regiones compactas ybrillantes candidatas a ostentar formación estelar, hacia el centro galáctico.

Observar la emisión de continuo generada por el polvo interestelar es esencial, debidoa que éste se localiza en las regiones de mayor densidad en el ISM. En particular, estaszonas pueden estar trazando etapas tempranas de formación estelar de alta masa.

Este catálogo se generó utilizando el telescopio APEX (Experimento Pionero deAtacama, por sus siglas en inglés “Atacama Pathfinder Experiment”), un telescopiode 12 metros de diámetro equipado con un arreglo de 295 bolómetros, que observan a

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850µm, con una resolución angular de 19.2”. Se encuentra localizado en la parte nortede Chile, a una altitud de 5105 metros m.s.n.m., lugar idóneo para observar la parteinterna de la Vía Láctea.

Debido a que la emisión de continuo de polvo en el sub-mm es ópticamente delgada,las observaciones de este catálogo son sensibles a todos los tipos de objetos quecontengan polvo, desde los fríos y densos cúmulos hospedados en su nubeprogenitora, hasta protoestrellas mas evolucionadas. Sin embargo, de las ∼6000fuentes encontradas en 2007, sólo un ∼20% pudieron ser asociadas con fuentesbrillantes en el infrarrojo. En contraste, la mayor parte de la muestra no pudo serasociada con una contraparte en el mediano-infrarrojo, y esto podría deberse a queestas regiones corresponden a una etapa muy fría en la formación estelar, previa alnacimiento de una protoestrella de alta masa (Schuller et al. 2009).

Otra ventaja de que la emisión de polvo en el sub-mm sea ópticamente delgada, es queesta es directamente proporcional a la masa (asumiendo una temperatura constante).Además, la naturaleza imparcial de este catálogo es bastante importante debido a quees capaz de compilar una robusta cantidad de objetos de una gran variedad de tipos,proporcionando un análisis estadístico confiable, para proyectos posteriores. La enormecantidad de objetos acuñados es importante en la formación estelar de alta masa, ya que,con el fin de compensar la escasez de estos objetos, catálogos de gran escala como esteson requeridos.

Estudios más exhaustivos de este catálogo han demostrado que las fuentes pertenecena diversas etapas evolutivas en la formación estelar (Csengeri et al. 2016), como son:

1. Grumos hospedando una región UC-HII.- Estos objetos fueron identificadosdebido a la correlación de la emisión pico de polvo con el catálogo CORNISH,el cual consiste en genuinas fuentes que muestran emisión libre-libre (f-f, por

sus siglas en inglés “Free-Free Emision”), proveniente de estrellas de alta masaya formadas (M⋆ >8M⊙).

2. Grumos con YSO o protoestrellas embebidas. - Esta asociación se corroborómediante un ajuste cruzado entre la emisión pico de polvo con el catálogo defuentes puntuales WISE. Estos objetos presentan una fuerte emisión en elmediano infrarrojo, pero nula emisión f-f. Parte de esta muestra han sidoconfirmados como MYSOs por otros catálogos, mientras que el resto de lamuestra presenta las condiciones necesarias para ostentar protoestrellas de ungran rango de masa.

3. Grumos sin emisión infrarroja. - Estas fuentes no muestran asociación ocontraparte en el mediano infrarrojo, y se espera que se trate de la muestra másjoven, ya sea que contengan una protoestrella de alta masa clase 0, o que estén

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atravesando una etapa incluso más temprana donde estructuras ligadasgravitacionalmente estén al borde del colapso.

1.5. El SiO como trazador de chorros y flujos

El poder estudiar los MYSOs en sus etapas más tempranas presenta un gran reto.Estos sistemas son muy compactos, a una distancia considerable (algunos pocoskiloparsecs) y se encuentran embebidos dentro de su nube progenitora, un medioaltamente absorbente. Dadas estas circunstancias el resolver y así estudiardirectamente una fuente protoestelar puntual hasta el momento no es plausible. Por lotanto, el estudio de estos objetos se ha dirigido hacia los flujos y chorrosprotoestelares. Estos violentos fenómenos se extienden por escalas de décimas hastaalgunos parsecs, y su radiación en ondas milimétricas nos arroja información sobre laspropiedades físicas de las diferentes capas que componen estos objetos.

Durante mucho tiempo y aún en la actualidad la molécula de CO es uno de losprincipales trazadores utilizados, sobre todo en el ámbito de estudios cinemáticos delgas molecular (debido a su gran abundancia). Sin embargo, para poder obtener unamayor información sobre el medio observado, ya sea temperatura, opacidad, densidad,morfología, entre otras, es fundamental observar diferentes transiciones e incluso lamisma molécula en sus diferentes isótopos, ya que incorporar nuevas especies a lasobservaciones puede cambiar radicalmente la interpretación de los procesos queocurren sobre el área observada. En nuestros días, una gran diversidad de trazadoresmoleculares son usados con estos fines.

En los años 2000 a partir de observaciones hacia flujos bipolares hechas con telescopiosde antena única, se encontraron alrededor de 30 especies moleculares que habitan estaszonas (Bachiller et al. 2001). De entre las cuales las más prominentes son: CH3OH,SiO, H2CO, HCO+, HCN, SO, SO2 y CS.

De entre estas especies, la molécula de SiO, ha demostrado ser un excelente trazador delas regiones de choque, como lo demuestra su abundancia en función de la velocidad delflujo molecular, la cual ha sido anteriormente estudiada (ej. Tafalla et al. 2010; Tafalla& Bachiller 2011), como se muestra en la figura 1.5.

Otra característica importante de esta molécula, es que ha sido detectada en forma deflujos colimados y de alta velocidad (v & 9 kms−1; umbral tomado por (Csengeri et al.2016; Duarte-Cabral et al. 2014)), y se ha demostrado su fuerte correlación con otrostrazadores de regiones de altas velocidades como son el CH3OH, CS y CO.

A pesar de que en el ISM la molécula de SiO se encuentra congelada sobre los granos

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❋✐❣✉r❛ ✶✳✻✿ Esquema de Klaassen et al. (2015) para el flujo en IRAS17233. Los conosen el centro muestran las componentes de alta velocidad de SiO, mientras que las líneasinteriores de la cavidad muestran la componente de baja velocidad. Otras moléculas seincluyeron con el fin de lograr una mejor caracterización de la zona.

han demostrado que es posible modelar mediante ellos la emisión de SiO en regionesde choques generados por protoestrellas de alta masa. Mientras que los parámetros dechoque obtenidos son equiparables a los encontrados para protoestrellas de baja masa,la densidad pre-choque fue más alta (Leurini et al. 2013a). Estos resultados se haninterpretado como que es posible que el proceso de acreción, y por lo tanto la emisiónde chorros en estrellas masivas, se dé en algún momento de su evolución de manerasimilar al que se observa en objetos estelares de baja masa.

1.6. Motivación

La relevancia de los EGOs en la formación estelar de alta masa y las característicasfísicas que estos objetos definen, como son los chorros de muy alta energía, tienen ungran impacto en el ISM, ya que contribuyen a la química de choques, mezclado de

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material e incluso procesos de retroalimentación. Esta muestra fue primeramentedescubierta por su intensa emisión en el mediano infrarrojo a 4.5 µm. Característicaque tras ser vinculada observacionalmente con zonas de choque se ha interpretadocomo un trazador prometedor de chorros y flujos altamente energéticos,probablemente relacionados a objetos estelares masivos en etapas tempranas deformación.

La alta tasa de detección de estructuras bipolares prueba que los flujos son un fenómenoubicuo en el proceso de formación tanto en estrellas de baja como de alta masa.

La búsqueda por caracterizar los parámetros físicos de este tipo de zonas ya haempezado, y para lo cual se han utilizado diferentes tipos de trazadores moleculares,como los máseres de metanol de clase I y II (Cyganowski et al. 2009), observacionesde HCO+ (J=3→2) y H13CO+, entre otros,

En este trabajo, se propone la observación principal de la transición SiO (J=5→4), lacual ha mostrado ser un trazador molecular altamente competente en el diagnóstico delas regiones más tempranas en la evolución estelar.

Los primeros acercamientos de diagnóstico hacia estas regiones, se llevaron a cabomediante el telescopio Effelsberg, observando la transición más baja del SiO (J=1→0),con un solo apuntado. De esta manera, se obtuvo un catálogo de EGOs con emisióncomprobada de SiO, la cual sirvió como base para preseleccionar fuentes candidatas aser mapeadas en transiciones rotacionales más altas.

1.7. Objetivos

Los objetivos de este trabajo son los siguientes:

1. Buscar la emisión del monóxido de silicio (específicamente en sus transicionesrotacionales SiO (J=1→0, J=5→4 y J=8→7), el cual a la fecha se encuentra entrelos mejores trazadores de chorros de alta velocidad, cuando a zonas de formaciónde alta masa se refiere.

2. Evaluar si durante las etapas tempranas de evolución de estrellas masivas (O-B),el mecanismo conformado por un disco acompañado de flujos colimados(mecanismo flujo/disco) se da de manera similar a como lo hace en los sistemasde baja masa.

3. Generar un catálogo preliminar de SiO usando telescopios de antena única, parapoder constreñir propiedades y aportar parámetros físicos relevantes hacia

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regiones de formación estelar de alta masa. Exponiendo fuentes destacadas queden pauta a investigaciones futuras mediante observaciones interferométricas,para un estudio más detallado.

Para cubrir los puntos antes mencionados, en este trabajo se presentan observacionesde la molécula de SiO para una muestra basada en los catálogos GLIMPSE yATLASGAL. De la cual se obtuvieron observaciones sobre un mosaico que cubre unaregión de 40” y 20” para las transiciones rotacionales SiO (J=5→4) y SiO (J=8→7)respectivamente, mediante los telescopios de antena única IRAM y APEX. A partir deéstas se generaron mapas de la emisión por cada canal de velocidad, buscando demanera visual la componente de las alas de altas velocidades, restringiendo estabúsqueda hacia regiones que podrían estar asociadas con la emisión del objeto central,lo cual a su vez podría relacionarlas con la emisión en el mediano infrarrojo.Componente que anteriormente ya ha sido asociado con zonas de borde, donde elmaterial colisiona violentamente contra un medio no perturbado.

Con el fin de visualizar la morfología de las capas trazadas por esta molécula y sucorrespondencia espacial con la emisión en el cercano y mediano infrarrojo sedesplegaron los mapas obtenidos sobre las imágenes compuestas a tres colores deSpitzer.

Además, a partir de los espectros hacia las regiones centrales se obtuvieron lasprincipales características físicas (como temperatura de excitación, densidadcolumnar, masa, entre otros) para nuestra muestra, poniendo en contexto nuestrosresultados con investigaciones anteriores, y buscando relaciones entre parámetrosfísicos que pudieran indicar correlaciones entre la naturaleza de diversos factoresinvolucrados en estos flujos, complementando cuando fue adecuado medianteobservaciones o investigaciones en la literatura.

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CAPÍTULO 2

OBSERVACIONES Y REDUCCIÓN DEDATOS

2.1. Observaciones

El presente estudio se basa principalmente en el análisis de mapas de la molécula deSiO en una muestra de 20 EGOs, 10 de ellos observables desde el hemisferio norte y10 más desde el hemisferio sur.

Hacia la región septentrional de nuestra muestra se realizó un estudio preliminar en latransición SiO (J=1→0), la cual ocurre a una frecuencia ν = 43.424 GHz, usando eltelescopio de 100 m Effelsberg, con una resolución angular de θ ∼ 20”. Este estudio serealizó mediante espectroscopía de un sólo apuntado (single pointing) hacia un total de81 fuentes durante cinco noches: el 6, 8, 16, 17 y 18 de abril del 2010, con el objetivo delocalizar las fuentes con emisión más intensa. De este estudio un 53% de la poblaciónmostró una emisión de SiO lo suficientemente intensa como para ser motivo de unestudio más profundo.

Debido a que sólo se trataba de un patrullaje preliminar en busca de las fuentes másprominentes, no se realizó una calibración exhaustiva en flujo (T⋆

A), por lo que seadvierte que el valor reportado hacia la muestra de las 81 fuentes es una aproximacióndel valor neto. Este cálculo se realizó mediante un coeficiente proporcional, obtenidode un ajuste promediado sobre calibraciones anteriores realizadas sobre algunas de las

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fuentes de nuestra muestra.

A partir de este 53% (∼ 43 fuentes), diez EGOs fueron seleccionados y mapeados sobreun área de 40” circunyacentes a la posición central, en la transición SiO (J=5→4), lacual tiene lugar a ν = 217.105 GHz, resultando en una resolución de haz principalθ ∼ 11.94” en el telescopio IRAM de 30 metros. Este proceso se realizó mediante elinstrumento HERA, con su espectrómetro VESPA durante cuatro noches: 19 y 21 tantoen febrero como en marzo del año 2011. Este espectrómetro posee un rango espectralque va de los 210 a los 276 GHz, cubierto en dos polarizaciones ortogonales: HERA1y HERA2, con una cobertura de 210−276 GHz y 214−242 GHz, respectivamente .

Durante estas observaciones algunas fuentes fueron observadas mediante losespectrómetros finales (“backends”, a partir de ahora debido al anglicismo

comúnmente utilizado) VESPA y WILMA, ambos pertenecientes a HERA, sinembargo las observaciones utilizadas en este trabajo fueron las proporcionadas porVESPA.

Las observaciones de este backend presentan una resolución en velocidad de 0.4315kms−1, y debido a, que poseé un arreglo multi-pixel, genera una detección de hacesmúltiples (“multiple-beam”), de 9 pixeles separados 24” uno del otro, en sus dospolarizaciones, dando pauta a una gamma de 18 configuraciones de observaciónposibles por cada backend configurado.

El grupo de fuentes meridionales de nuestra muestra atravesó un proceso de selecciónsimilar y está conformado por una sub-muestra de los EGOs de Cyganowski et al.(2008), acompañado de seis fuentes ATLASGAL, con emisión milimétrica intensa. Loscandidatos tomados de ATLASGAL fueron previamente estudiados con el telescopioMOPRA en la transición SiO (J=2→1) (Wyrowsky; en preparación), de los cuales setomaron aquellos que demostraron presentar emisión muy intensa de esta molécula.Como resultado de este análisis una muestra de 11 objetos fue seleccionada, los cualesfueron posteriormente observados en la transición SiO (J=5→4) mediante el telescopioAPEX de 12 m, siguiendo de manera similar, un mapeo sobre los 40” circunyacentes ala posición central. Para esta frecuencia de observación, APEX ofrece una resoluciónde haz de θ ∼ 30.54′′. Adicionalmente, tres de estos objetos fueron también mapeadossobre la transición SiO (J=8→7) (ν = 347.331 GHz) con este mismo telescopio (θ ∼19.08′′). En esta transición de nivel energético alto, se mapearon los 20” adyacentes a laposición central. Estas observaciones fueron realizadas en dos sesiones de observaciónla primera tuvo lugar el 21, 22, 24 y 26 de mayo del 2010, y la segunda el 22 y 26 deseptiembre.

En las observaciones de APEX, los instrumentos y backends utilizados sólo cuentancon un pixel único por exposición. Esto se puede ver de la siguiente manera: tantopara la transición (J=5→4), como para la (J=8→7) sólo existe un instrumento con unaúnica configuración de backend disponible para cada observación. H201 en la banda

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de 213−275 GHz y H301 en la de 267−378 GHz. Con una resolución de 0.3371kms−1 y 0.2107 kms−1 respectivamente. Cada una de estas configuraciones cuenta conla observación de dos polarizaciones ortogonales, dando como resultado un total dedos configuraciones finales posibles de observación para cada frecuencia observada.

Para ambos hemisferios de nuestra muestra, y ambos telescopios utilizados, laresolución espectral con cualquier configuración de backend es < 1 kms−1, y laresolución de haz principal mayor es la de APEX a 217.105 GHz, es decir θ ∼ 30.54′′.

2.2. Muestra

A la fecha, múltiples catálogos han sido realizados con el fin de diagnosticar regionesque ostenten flujos moleculares, de los cuales la opción de buscar la emisión intensaen la banda de 4.5 µm, realizada por Cyganowski et al. (2008) ha sido uno de los másimportantes, debido a que se ha comprobado satisfactoriamente la relación entre estaemisión y detecciones relacionadas a flujos. Por lo que es uno de los más fructíferoscatálogos de MYSOs.

Este ha ido creciendo conforme se llevan a cabo nuevas contribuciones, como lo esla investigación de Chen et al. (2013), quien propuso ∼98 nuevos candidatos en lamuestra de EGOs, utilizando el mismo método de identificación de Cyganowski et al.(2008). En este estudio se menciona la subjetividad a la que están sujetos este tipo declasificaciones.

Una gran parte de los estudios más detallados hacia los EGOs, los han vinculado conemisiones postuladas como típicas de etapas tempranas en la evolución estelar, comoson emisiones máser, grumos densos detectados en el continuo de polvo, y deteccionesde flujos bipolares mediante trazadores moleculares.

En el estudio de Chen et al. (2011) se vinculó a un grupo de EGOs con flujos activos,debido a que presentan relación con la emisión de máseres de metanol clase I a 95GHz, la cual ha sido popularizada como trazadora de flujos, y exhibe una detecciónen un 55% de su muestra. Otras detecciones máser reportadas hacia los EGOs son laemisión de H2O a 22.2 GHz (Rudnitskii et al. 2016) y la emisión de metanol a 6.7 GHz(Caswell et al. 2011; Urquhart et al. 2013).

Otra confirmación de la naturaleza de flujos de los EGOs es reportada por He et al.(2012), quien gracias a su investigación de la emisión molecular térmica de diversasespecies ha corroborado que la línea de H13CO+ presenta un ancho mucho mayor alque podría tener debido al ensanchamiento térmico. Lo que sugiere que existe unmovimiento supersónico no térmico, esto se observó en un 79% de su muestra (una

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detección muy alta). Otra correspondencia importante encontrada en su estudio, es ladetección de un 53% de EGOs con emisión de SiO (J=6→5) acompañada de H13CO+,lo cual se tomó como confirmación de que estas regiones están experimentandoactividad de flujos. Las especies cuya detección fue confirmada en este estudio son:H13CO+, SiO, CH3OH, SO, CH3OCH3, CH3CH2CN, HCOOCH3 y HN13C.

Dando seguimiento a dos fuentes de su catálogo de 2008, Cyganowsky asociómúltiples características propias de regiones en formación estelar de alta masa a losEGOs (Cyganowski et al. 2011). Su principal contribución en esta investigación fue ladetección de fuertes fuentes de continuo a 1.3 y 1.4 mm de acuerdo a susobservaciones realizadas mediante el Arreglo Submilimétrico (SMA, por sus siglas en

inglés “Submillimeter Array”) y el Arreglo Combinado para Investigaciones enAstronomía Milimétrica (CARMA, por sus siglas en inglés “Combined Array for

Research in Millimeterwave Astronomy”). Estas fuentes parecen marcar laprotoestrella central y estar asociadas a la emisión de máser de metanol a 6.7 y 44GHz. La distribución de emisión a 4.5 µm muestra correspondencia con los flujosbipolares de alta velocidad trazados por la emisión de 12CO (J=2→1) y HCO+.Contrario al comportamiento de estos flujos, la emisión detectada de SiO (J=2→1)muestra tener su pico en los lóbulos azul y rojos sobre las partes exteriores al EGO.Los flujos de 12CO en estos objetos muestran asimetría espacial y cinemática.Mientras que los lóbulos azules presentan velocidades máximas de ∼59 y ∼106kms−1 los lóbulos rojos muestran valores máximos de ∼36 y ∼29 kms−1 (velocidadesrespecto al LSR).

La emisión de CH3OH tanto térmica como máser ha demostrado tener correlación conel flujo a 4.5 µm (Towner et al. 2017). Además de que se ha observado que la emisiónmáser a 25 y a 44 GHz de metanol parecen trazar las mismas regiones, por lo que seinterpreta que pueden ser excitadas en condiciones similares.

Para las fuentes en nuestro catálogo se ha reportado una gran asociación con emisiónproveniente de máseres de metanol tanto clase I (a 44 y 97 GHz, Cyganowski et al.2008, 2013), como clase II (6.7 GHz, Chen et al. 2011; Caswell et al. 2011; Urquhartet al. 2013). Asimismo, se observó la correspondencia con grumos densos en elcontinuo milimétrico de polvo (Urquhart et al. 2014; Chen et al. 2011, 2013). Inclusose ha reportado emisión máser de H2CO a 6 cm hacia una fuente de nuestro catálogo(el EGO G23.01-0.41). Dicha emisión ha sido teorizada como una huella dactilar delas etapas más tempranas de evolución estelar (Cyganowski et al. 2009), formandoparte de una de las pocas fuentes de este tipo.

Sin embargo, esta gran tendencia de asociación se encuentra mayormente exploradahacia los objetos septentrionales, por lo que estudios desde el hemisferio sur sonnecesarios para evitar este sesgo. La asociación de los objetos de nuestra muestrahacia las regiones teóricamente más tempranas en evolución estelar como son IRDCs

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y grumos densos observados en el milimétrico es alta. Se encontró un 70% deasociación con grumos densos en el continuo de polvo a 870 µm de acuerdo a loreportado por Contreras et al. (2013) y Urquhart et al. (2014), mientras que seencontró un 50% de coincidencia en la relación con IRDCs de acuerdo a Cyganowskiet al. (2008). Mientras que la correspondencia a regiones evolucionadas (HII), sólo esdel 20% (Csengeri et al. 2016; Paron et al. 2009).

Nuestros objetos tienen una dispersión de distancias heliocéntricas que van de los 0.59a los 11.44 Kpc, con una distancia promedio de 3.70 Kpc. Debido a que nuestrométodo de detección fue limitado por flujo esto puede generar un sesgo hacia fuentescercanas, debido a que éstas parecen ser más brillantes y por lo tanto sonprimeramente seleccionadas. El límite superior en distancia presente en nuestramuestra está dado por el EGO G330.03+1.05 (11.44 Kpc), todos los demás objetos ennuestro catálogo muestran una distancia . 6 Kpc.

Esto también es mencionado como una ventaja en la detección realizada por medio delas imágenes de Spitzer ya que a 4.5 µm presenta una resolución ∼2”, que es suficientepara resolver la emisión extendida de los flujos en regiones de formación estelar de altamasa con distancias menores a ∼8 Kpc (Cyganowski et al. 2011).

El subconjunto septentrional de nuestra muestra se reporta en la tabla 2.1.

ObjetoCoordenadas

Transiciónα (J2000) δ (J2000)

G19.88-0.53 18:29:14.70 -11:50:23.00 (J=5→4)G23.01-0.41 18:34:40.20 -09:00:38.00 (J=5→4)G23.96-0.11 18:35:22.30 -08:01:28.00 (J=5→4)G34.41+0.24 18:53:17.90 +01:25:25.00 (J=5→4)G34.26+0.15 18:53:16.40 +01:15:07.00 (J=5→4)G34.39+0.22 18:53:19.00 +01:24:08.00 (J=5→4)G35.13-0.74 18:58:06.40 +01:37:01.00 (J=5→4)G40.28-0.22 19:05:41.30 +06:26:13.00 (J=5→4)G45.47+0.05 19:14:25.60 +11:09:28.00 (J=5→4)G59.79+0.63 19:41:03.10 +24:01:15.00 (J=5→4)

❚❛❜❧❛ ✷✳✶✿ Objetos candidatos a regiones de formación estelar de alta masaobservables desde el hemisferio norte que destacaron por su fuerte emisión en latransición SiO (J=1→0) durante las observaciones con el radio-telescopio Effelsberg.

Además de las observaciones del hemisferio norte, la muestra fue ampliada con otrasfuentes pertenecientes al hemisferio sur, dicha submuestra está constituida por 11objetos, que se seleccionaron debido a su fuerte emisión a 4.5µm reportados porCyganowski et al. (2008), y, una fuerte emisión previamente observada con MOPRA

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en la transición SiO (J=2→1). Estos objetos son desplegados en la tabla 2.2.

ObjetoCoordenadas

Transiciónα (J2000) δ (J2000)

G327.29-0.58 15:53:08.56 -54:37:05.50 (J=5→4)G328.81+0.63 15:55:48.56 -52:43:08.40 (J=5→4)G333.13-0.43È 16:21:02.67 -50:35:13.30 (J=5→4)G353.41-0.36È 17:30:26.86 -34:41:50.50 (J=5→4)G351.77-0.54È 17:26:42.93 -36:09:20.00 (J=5→4); (J=8→7)G340.97-1.02 16:54:57.30 -45:09:04.00 (J=5→4); (J=8→7)G351.45+0.66È 17:20:54.34 -35:45:03.80 (J=5→4); (J=8→7)G337.92-0.48 16:41:10.72 -47:08:07.20 (J=5→4)G331.38+0.15È 16:10:27.86 -51:22:49.50 (J=5→4)G330.03+1.05È 16:00:08.24 -51:36:50.00 (J=5→4)G333.47-0.17 16:21:20.45 -50:09:51.60 (J=5→4)

❚❛❜❧❛ ✷✳✷✿ Objetos candidatos a regiones de formación estelar de alta masaobservables desde el hemisferio sur. Muestra observada por el telescopio APEX. (È)Estos objetos son parte del catálogo ATLASGAL no pertenecientes a los catálogos deEGOs (Cyganowski et al. 2008; Chen et al. 2013).

2.3. El proceso de reducción

El software para ambos telescopios da un tratamiento preliminar a las observaciones,el cual consta de la sustracción de la emisión de cielo y realización de la calibraciónen temperatura, dejando las observaciones parametrizadas por valores en T ∗

A [K] y ν[GHz].

Durante este procedimiento algunos defectos son propagados por lo que la reducciónrealizada por el software del telescopio no funciona perfectamente. Es por ello que unanálisis particular de cada una de las fuentes es necesario.

Para el manejo y reducción de estos archivos se utilizó el software GILDAS. enparticular se utilizaron las herramientas CLASS y GREG.

2.3.1. Selección y re-muestreo

Recapitulando lo mencionado anteriormente, hasta ahora contamos con 21 fuentes y24 mapas de transiciones de SiO. Estos archivos contienen observaciones para cada

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backend y módulo de polarización posibles, de una fuente y una transición en particularsegún lo seleccionado, aún más en las observaciones de IRAM cada polarización cuentacon 9 pixeles diferentes. En este punto cabe mencionar que el aspecto de selección serefiere a dirigir el programa hacia un delimitado grupo de observaciones que tienen unobjetivo común, de tal manera que son complementarias entre sí y deben tomarse encuenta al unísono mientras se analizan.

El número de configuraciones de observación para este instrumento es mucho mayorque en el caso de APEX-1 y APEX-2, ya que posee un arreglo multi-pixel, generandouna detección de haces múltiples (“multiple-beam”).

Se ha recalcado la importancia de estas características en las observaciones, Porquecada una de ellas puede ser seleccionada en el programa CLASS, el cual toma dichascaracterísticas como filtro. De este modo podemos descartar las observaciones que nonecesitemos por el momento.

Re-muestreo

La resolución de los espectrómetros con sus backends respectivos es < 1 kms−1, asíque, con el fin de mejorar la razón señal a ruido en la intensidad del espectro se realizóun suavizado en velocidad hasta un valor de ∆Vf = 1.2945 kms−1, esta resoluciónespectral corresponde a la conjunción de tres canales adyacentes para el backendVESPA y fue aplicada a todos los mapas de nuestra muestra.

Para el re-muestreo de las fuentes monitoreadas por el telescopio APEX, se realizaronlos siguientes pasos.

1. Ajuste de parámetros de observación: En este paso se definen las observacionesadecuadas y descartan las no deseadas. En el caso de APEX-1 y APEX-2 sólohay una observación espectrométrica en dos polarizaciones. Como en cada casose trata de un único espectrómetro, todas las observaciones son seleccionadas.De dichas observaciones, se obtiene un intervalo de velocidades de 140 kms−1

centrados en la transición monitoreada.

2. Sustracción de línea de base: Tras observar un espectro con apuntado al centrode la región, se determina el intervalo de velocidades en las cuales se encuentrala principal componente de la transición (intervalo de ventana). Este intervalo seselecciona con el fin de ser evitado por el ajuste de línea de base. De este modonos aseguramos que la línea de base caracteriza sólo a la emisión de ruido.

3. Re-muestreo: Para todas las observaciones encontradas que cumplen losrequerimientos del punto 1, se realiza un re-muestreo.

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Para esto CLASS compara la precisión requerida por el usuario (∆V ), si es laque tiene el espectro actual, el espectro de salida será una submuestra deloriginal con los límites especificados. De otra manera el espectro seráre-muestreado por interpolación directa de tal modo que se alcance laseparación en canales requerida.

4. Sustracción de línea de base al espectro re-muestreado: Utilizando el mismointervalo de ventana del paso dos, realizamos una sustracción de línea de basedel espectro re-muestreado. El espectro resultante es el tomado como espectrofinal.

En el caso de re-muestreo en las observaciones de IRAM el proceso es un pocodiferente, debido a su arreglo multi-pixel.

De los pasos anteriormente descritos se modifica el proceso de re-muestreo, de maneraque tenemos:

3. Re-muestreo: Para cada polarización se buscan todas las observaciones. Cadauna de las cuales tiene un pequeño desfase respecto a la posición central. Estedesfase está caracterizado por dos coordenadas Lambda y Beta. Estos desfasesson guardados en un arreglo para cada observación. De manera que ahora lasobservaciones para cada pixel están caracterizada por su desfase respecto a laposición central.

Durante el re-muestreo, se define el desfase de cada uno de los valoresguardados en el arreglo, y se buscan todas las observaciones que tengan esasmismas coordenadas de desfase.

Posteriormente se realiza un promedio de las observaciones en esas coordenadas(Lambda y Beta), y por lo tanto correspondientes al mismo pixel, y sobre esteespectro es el que se realiza el re-muestreo.

Tras esto se procede como el paso 4 del proceso descrito anteriormente.

Resumiendo los pasos anteriores, podemos llegar a una visión global del proceso dereducción, como el que se muestra en la figura 2.1. En donde el resultado es la obtenciónde espectros individuales para cada fuente, con una substracción de línea de base y unsuavizado en el eje de velocidades para un incremento ∆v= 1.2945. Llegado a estepunto tenemos la muestra completa re-muestreada.

37

2.3.2. Discriminación de observaciones defectuosas

Durante la sesión de observación existen escaneos que contienen errores, esto afectaconsiderablemente el análisis de las observaciones y, a pesar de que generalmentedichas observaciones pueden evitarse con una tarea específica de CLASS, el“blanking” (blanqueo), esta tarea no es infalible por lo que se realizó unacomprobación más exhaustiva para todas las observaciones.

Una herramienta de diagnóstico para evaluar si un espectro tiene problemas, esmediante una opción gráfica que ofrece CLASS. La tarea “plot /index”.

En ella se despliegan todos los espectros contra su número de observación, el gráficoresultante posee además un código de colores para representar la intensidad de la línea.Este gráfico de tres parámetros nos puede mostrar tendencias generales de todos losespectros al mismo tiempo. Esto nos da una visión general del promedio en intensidadde los espectros con lo que se pueden apreciar visualmente regiones de error, las cualesaparecen como zonas con saturaciones o depresiones de intensidad. Un ejemplo de estose observa en la figura 2.2.

Frecuencia en reposo (MHz)

Nú

me

ro d

e o

bse

rva

ció

n

TA

* [

K]

❋✐❣✉r❛ ✷✳✷✿ Gráfico ν contra No. de observación para el MYSO G23.01-0.41. En él seaprecia que la sección que comprende los espectros ordenados entre los valores 1000 y1400 muestran colores completamente fuera de los rangos promedio. Por lo que soncandidatos a observaciones erróneas.

La manera en que se discriminaron estas observaciones fue mediante el análisis delnivel de ruido que podría teóricamente, tener la observación. Para esto se considera altelescopio como un radiómetro ideal, y se compara el valor de ruido que debe teneréste, contra el valor obtenido en las observaciones.

En un radiómetro ideal, la ecuación que determina la fluctuación rms recibida σrad estádada como:

39

σrad = 2√2

(

Tsys√

1× 106t∆ν2step

)

(2.1)

Donde Tsys es la temperatura del sistema, t es el tiempo de observación y ∆ν es elintervalo de paso en frecuencia.

Para cada observación se obtuvo el valor correspondiente a cada una de estas variables(Tsys, t y ∆ν), y con ello se calculó σrad. Además, se leyó de cada observación el valorpara la desviación de ruido rms calculada por CLASS (σ).

A partir de estos dos valores se tomó el criterio de que cualquier observación en que elvalor del ruido calculado para un radiómetro ideal fuera mayor de 2.5 veces al valor delruido rms, fue ignorada.

σ

σrad

> 0.4

La figura 2.3, muestra la relación σ/σrad contra el numero de observación para elMYSO G23.01-0.41. En ella se puede ver que las observaciones en las que el cocienteσ/σrad es alto concuerdan con las observaciones cuyas intensidades se muestran comozonas de error en la figura 2.2.

Número de observación

���

ra

d

❋✐❣✉r❛ ✷✳✸✿ Gráfico σ/σrad contra No. de observación para el MYSO G23.01-0.41. Algraficar esta relación se aprecian las observaciones con errores y a partir de ella esposible descartar las observaciones defectuosas.

Tras esta selección se obtuvieron sólo las observaciones cuyo valor de σ respecto alvalor teórico fue muy bajo. La distribución de intensidades tras este filtrado se muestra

40

en la figura 2.4, ésta exhibe un comportamiento mucho más homogéneo, como se esperaen observaciones adecuadas.

Nú

me

ro d

e o

bse

rva

ció

n

Frecuencia en reposo (MHz)

TA

* [

K]

❋✐❣✉r❛ ✷✳✹✿ Gráfico ν contra No. de observación para el MYSO G23.01-0.41. trashaber sido sometido al proceso de filtrado por análisis de ruido.

2.3.3. Sustracción de línea de base

Posteriormente a hacer la discriminación de las observaciones con una grancontribución de ruido, la mayoría de los espectros mostraban una emisión de líneaprominente y una base asentada. En estos objetos la selección y sustracción de la líneade base fue simple. Sin embargo, en algunas fuentes la emisión de ruido oscilababastante sobre todo el intervalo de velocidades. Esta alta emisión de ruido dificultaademás el diagnóstico de la contribución de las alas (si es que el objeto las poseyera).

En estas fuentes ruidosas se realizó un análisis visual del espectro promedio sobretodo el mapa buscando intervalos de velocidades en los que una emisión intensapudiera generar conflictos en el ajuste de la línea de base, este problema se presentacomo un cambio de intensidad sobre varios canales (como si el nivel de continuohubiera cambiado). Con el fin de evitar estas emisiones se realizó un corte en elintervalo de velocidades de tal manera que el rango espectral contuviera sólo a la líneay sus velocidades más contiguas, de esta manera es como se pudo ajustar en mejorgrado una línea de base correcta.

2.3.4. Generación de cubo de datos

Una vez que los espectros están correctamente calibrados, se generó un cubo de datos.Esto se puede interpretar como una proyección a tres ejes de la región observada, ya

41

que éste contiene imágenes bidimensionales en múltiples longitudes de onda (o en este

caso, canales de velocidad). Este cubo es un archivo que integra todos los espectrosdel mapa, de manera que cada punto en el mapa contiene un espectro que a su vezcontribuye con la intensidad dependiendo del canal de velocidad que se encuentre.

Este archivo fue generado para toda la muestra, con la finalidad de buscar visualmentemorfologías que tuvieran correspondencia espacial en los intervalos cercanos a laemisión central del SiO. Es decir, esta herramienta nos permite examinar la actividadde emisión del SiO sobre los diversos canales de velocidad, por lo que buscar laemisión consistente en canales contiguos puede darnos una idea de la distribuciónespacial que traza un gradiente en velocidad de este material, esta cualidad esespecialmente útil en la búsqueda de la morfología de las alas.

2.3.5. Generación de mapas integrados en las alas corridas al rojoy al azul

Una vez ubicados los intervalos en los que se encontraba la emisión de las alas (tantorojas como azules), se procedió a realizar una integración en intensidad sobre ese ∆V.Esto no se realizó para todos los objetos ya que sólo algunos presentaron emisiónnotoria en estas componentes de alta velocidad.

Separar la componente de las alas y la emisión generada a la velocidad de la nube esuna tarea muy compleja, y aún existe discrepancia entre el parámetro que marca ladistinción entre estas dos componentes. En este trabajo se realizó un análisis visualcon el fin de evitar la emisión central de la fuente, tomando el parámetro conservativode evitar los .9 kms−1 centrales (ej. Csengeri et al. 2016; Duarte-Cabral et al. 2014).Los objetos de nuestra muestra que no poseían emisión fuera de este rango sobre 4σfueron considerados como objetos sin componentes de alta velocidad. En el otro caso,la extensión en el eje de velocidad para las alas fue tomada de la siguiente manera: Ellímite más cercano a la línea fue determinado por el canal más alejado de la frecuenciacentral que ostentara una emisión a 4σ de intensidad no extendida (i.e. con morfologíabipolar), mientras que el límite más lejano fue tomado como el canal donde la emisiónse veía diluida a un nivel de 4σ. Una representación gráfica de esto puede apreciarse enla figura 2.5.

Posteriormente a conseguir los intervalos de las alas (o intervalo de emisión integradasobre toda la línea en el caso de que no las poseyeran) se realizó en ellos una integraciónde emisión sobre este rango de velocidades. Al integrar un eje del cubo de datos elresultado es un mapa bidimensional, el cual contiene la distribución espacial de cadacomponente (ya sea corrido al rojo, al azul o de línea completa).

42

El hecho de que la resolución angular cambia para cada telescopio y para cadatransición debe ser tomado en cuenta para calcular parámetros físicos de algunaregión, ya que necesitamos que el ancho de haz sea el mismo. Esto entre otrasconsideraciones nos asegura que el factor de llenado de haz por parte de la fuenteobservada es el mismo en las transiciones utilizadas, por lo que la dilución de emisiónafecta de igual manera a las dos líneas, y el flujo captado del objeto caracteriza lamisma emisión sobre la misma área.

Con el fin de que nuestra resolución angular concordara con la reportada por trabajosanteriores (Csengeri et al. 2016), y también entre las observaciones de diferentes líneasde nuestra propia muestra (APEX; SiO (J=8→7) y (J=5→4)), se realizó un suavizadomodificando el ancho de haz en el software CLASS (IRAM: θHPBW ∼ 12′′ →∼ 29′′,APEX: θHPBW ∼ 19′′ →∼ 30′′, como se detalla mas adelante).

2.4. Problemas presentados

Hay que tener cuidado en varios aspectos de la reducción, en el caso de contar conmosaicos de imágenes a diferentes apuntados usualmente el número de observacioneses abrumador, por lo que la examinación individual es un problema. Dicho esto, sóloes factible la generalización y automatización de tareas repetidas hacia cada una de lasobservaciones, lo que puede causar problemas de detección, discriminación yprocesamiento de los datos. Entre los problemas detectados y con los que serecomienda tener particular cuidado son los siguientes:

1. Selección incongruente de observaciones a co-sumar.- Durante la selección deobservaciones, que serían utilizadas en la posterior generación del cubo dedatos, hay que tener especial cuidado de tener bien determinadas todas lasespecificaciones de observación, como son: (1) el espectrómetro utilizado, (2) elbackend seleccionado, (3) la transición observada y en el caso de IRAM (4) elpixel correspondiente. Ya que debido a que estas observaciones pasan por unre-muestreo, que finalmente es un suavizado en velocidad, las observaciones dediferentes configuraciones pueden generar propagación de errores sistemáticos.Este error se logró diagnosticar gracias a que genera patrones repetitivos ysuavizados en la emisión base (crestas suaves).

2. Pérdida de campo visual. - Si tenemos un gran número de observaciones malas,al discriminarlas por la contribución de ruido podemos generar zonas en el mapaque queden sin observaciones, por lo que el mapa de intensidades se veráafectado. Esto también puede deberse a que las regiones de más alta emisiónpueden ser tomadas por la rutina de reducción como observaciones ruidosas.Este error se corrigió inspeccionando individualmente el valor del cociente

44

σ/σrad en cada fuente con el fin de establecer adecuadamente el umbral de ruidoa partir del cual se consideró una observación como buena o mala en cadaobjeto.

3. Sustracción errónea de línea de base. - El restar una línea de base no siempre estrivial, sobre todo si el comportamiento del ruido es tan fluctuante que nopermita discernir entre el comportamiento que muestra dicha base. En estoscasos la peor decisión es tomar un número alto en el ajuste que se quiere dar adicha señal, ya que mientras más alto el grado de polinomio, este ajustará másfielmente la señal del ruido, pudiendo generar modificaciones en la línea deemisión observada. Este error es muy grave ya que la modificación en laintensidad de la línea repercute en la caracterización de los parámetros de lafuente emisora. Este error se evitó ajustando polinomios de grado bajo a la líneade base ya que estos no siguen fielmente los patrones del ruido, por lo que nomodifican en alto grado la intensidad de línea.

45

CAPÍTULO 3

RESULTADOS

3.1. Espectros de la emisión SiO J=1→0

Las observaciones de patrullaje realizadas por el telescopio Effelsberg consistieron enel seguimiento de apuntado único de 81 fuentes septentrionales, de las cuales 43 objetosmostraron una detección con una emisión de SiO (J=1→0) superior a 3σ y 38 fuentescon emisión menor a este índice tras 5 noches de observación.

Estas 81 fuentes se muestran en la tabla 3.1, de manera descendente de acuerdo a surazón T⋆

A máxima contra σ. Además se han organizado en dos grupos, fuentes con ysin detección, en base a si la emisión de línea supera o no (respectivamente), en tres laemisión de ruido.

Los objetos seleccionados para estudios posteriores tomados de esta muestra han sidoetiquetados (Á) para su identificación dentro de la muestra general. Adicionalmentese muestran en la figura 3.1 los espectros correspondientes a las fuentes con emisiónde SiO (J=1→0) más prominente, los cuales de igual manera se organizan de formadescendente de acuerdo a su cociente de temperatura pico contra rms respectivo (Losespectros obtenidos para las fuentes más débiles pueden observarse en el anexo C).

46

ObjetoDetecciones> 3σ

ObjetoDetecciones< 3σ

T⋆A

[K] σ[K] T⋆

A

σT⋆A

[K] σ[K] T⋆

A

σ

G35.13-0.74Á 1.1000 0.1106 9.946 G10.29-0.13 0.4364 0.1456 2.997G34.41+0.24Á 1.1870 0.1386 8.564 G25.38-0.15 0.7493 0.2514 2.981G40.28-0.22Á 0.9009 0.1105 8.153 G35.83-0.20 0.354 0.119 2.975G54.11-0.08 1.0860 0.1384 7.847 G35.68-0.18 0.3526 0.1202 2.933G59.79+0.63Á 0.8156 0.1132 7.205 G29.91-0.81 0.3211 0.1113 2.885G34.39+0.22Á 0.7280 0.1299 5.604 G49.27-0.32 1.24 0.432 2.870G34.26+0.15Á 0.6510 0.1324 4.917 G54.45+1.02 0.3268 0.1147 2.849G12.91-0.03 0.6621 0.1366 4.847 G21.24+0.19 0.3556 0.1249 2.847G24.63+0.15 0.5281 0.1145 4.612 G34.28+0.18 0.36 0.1278 2.817G10.34-0.14 0.7280 0.1602 4.544 G43.04-0.45 0.4364 0.1558 2.801G23.96-0.11Á 0.7141 0.1581 4.517 G40.28-0.27 0.3365 0.1205 2.793G39.10+0.49 0.5322 0.1183 4.499 G11.11-0.11 0.3621 0.1297 2.792G19.88-0.53Á 0.7673 0.174 4.410 G24.94+0.07 1.433 0.521 2.750G49.27-0.34 0.4678 0.1078 4.340 G36.01-0.20 0.4119 0.1507 2.733G35.79-0.17 0.5414 0.1269 4.266 G49.42+0.33 1.222 0.4476 2.730G14.33-0.64 0.6044 0.1423 4.247 G29.89-0.77 0.3401 0.1246 2.730G22.04+0.22 0.5769 0.1372 4.205 G27.97-0.47 0.3277 0.1202 2.726G28.28-0.36 0.6294 0.1499 4.199 G50.36-0.42 0.319 0.1171 2.724G35.20-0.74 0.4888 0.1192 4.101 G24.00-0.10 0.3407 0.1255 2.715G12.02-0.21 0.5410 0.1448 3.736 G58.09-0.34 0.322 0.1187 2.713G57.61+0.02 0.4040 0.1087 3.717 G35.04-0.47 0.3483 0.1292 2.696G39.39-0.14 0.4062 0.1102 3.686 G23.82+0.38 0.3378 0.1262 2.677G12.42+0.50 0.4680 0.1297 3.608 G54.11-0.05 0.3071 0.1154 2.661G25.27-0.43 0.4563 0.1274 3.582 G40.60-0.72 0.307 0.1157 2.653G12.91-0.26 0.4635 0.1307 3.546 G49.07-0.33 0.912 0.3439 2.652G62.70-0.51 0.4842 0.1374 3.524 G53.92-0.07 0.357 0.1377 2.593G35.15+0.80 0.3430 0.0992 3.458 G56.13+0.22 0.325 0.1259 2.581G45.50+0.12 0.3407 0.0990 3.443 G49.91+0.37 1.121 0.4452 2.518G23.01-0.41Á 0.4445 0.1295 3.432 G29.84-0.47 0.2801 0.1133 2.472G45.47+0.05Á 0.4183 0.1251 3.344 G14.63-0.58 0.34 0.1387 2.451G11.92-0.61 0.6364 0.1911 3.330 G28.85-0.23 0.4577 0.1872 2.445G12.68-0.18 0.5697 0.1735 3.284 G48.66-0.30 0.2642 0.1084 2.437G58.79+0.63 0.3962 0.1214 3.264 G20.24+0.07 0.4972 0.2053 2.422G54.11-0.04 0.4261 0.1309 3.255 G29.96-0.79 0.2738 0.1137 2.408G24.17-0.02 0.4057 0.1257 3.228 G37.55+0.20 0.3284 0.1385 2.371G28.83-0.25 0.4145 0.1295 3.201 G44.01-0.03 0.3182 0.1351 2.355G58.78+0.64 0.3961 0.1255 3.156 G54.45+1.01 0.2909 0.1292 2.252G24.33+0.14 0.4037 0.1283 3.147 G45.47+0.13 0.2195 0.1018 2.156G37.48-0.10 0.4234 0.1347 3.143G45.80-0.36 0.3395 0.1082 3.138G24.11-0.17 0.372 0.119 3.126G35.03+0.35 0.4293 0.1404 3.058G12.20-0.03 0.4806 0.1596 3.011

❚❛❜❧❛ ✸✳✶✿ Temperaturas pico y rms registrados para las 81 fuentes septentrionalesmonitoreadas por el telescopio Effelsberg. La cuarta columna nos muestra el cociente depico de emisión sobre el valor de ruido asociado. (Á) Fuentes seleccionadas paramapeos con IRAM.

47

3.2. La emisión de SiO J=5→4 y J=8→7

Todas las fuentes observadas en SiO J=5→4 y/o J=8→7 fueron detectadas. La emisiónde SiO presentó buena correlación con los EGOs, como se esperaba debido a lospatrullajes previos y a la forma en que la muestra fue seleccionada.

De los 20 objetos estudiados, 12 mostraron alas de alta velocidad. La velocidadpromedio de las alas de alta velocidad fue de 15 kms−1 (respecto de la velocidadsistémica). Este promedio es mayor que los antes mencionados trabajos de Csengeriet al. (2016); Duarte-Cabral et al. (2014).Éste parámetro es importante ya que lasdiferentes velocidades de la línea de emisión del SiO traza diferentes regiones dechoque, aunque esto puede también deberse a la propagación y generación de estematerial (Bachiller et al. (2001), Klaassen et al. (2015)).

La relación de los intervalos de velocidad integrados en cada objeto se muestra en latabla 3.2. En ésta se despliegan las separaciones integradas en velocidad pertenecientesa las componentes corridas al rojo y al azul en el caso de poseerlos. De otro modo seaprecian las integrales sobre el centro de la línea. Además, se muestra el ancho tomadopara la componente de bajas velocidades.

La morfología trazada por las alas, así como los espectros obtenidos en el apuntadocentral de cada mapa se detallan en la siguiente sección (3.3). Además, en esta seprofundiza sobre los trabajos existentes sobre cada fuente y el tipo de regiones con lasque se les asocian, entre otra información.

52

Nom

bre

v 0A

laaz

ulA

laro

jaS

epar

ació

nA

zul

Sep

arac

ión

Roj

a∆v

Com

pC

entr

al[k

ms−

1]

[km

s−1]

[km

s−1]

[km

s−1]

[km

s−1]

[km

s−1]

G19

.88-

0.53

47.0

0[3

6.64

;41.

53]

[50.

88;1

03.9

6]5.

473.

889.

35G

23.0

1-0.

41∗

78.3

0[7

1.00

;-]

[-;9

3.00

]-

-22

.00

G23

.96-

0.11

∗71

.70

[70.

00;-

][-

;82.

00]

--

12.0

0G

34.4

1+0.

2457

.30

[45.

65;5

0.83

][6

8.95

;75.

42]

6.47

11.6

518

.12

G34

.26+

0.15

58.6

0[4

8.24

;53.

42]

[66.

37;8

3.20

]5.

187.

7712

.95

G34

.39+

0.22

∗56

.10

[52.

00;-

][-

;62.

00]

--

10.0

0G

35.1

3-0.

74∗

33.2

0[3

1.00

;-]

[-;3

8.00

]-

-7.

00G

40.2

8-0.

2271

.60

[52.

00;6

2.00

][7

6.00

;90.

00]

9.06

4.40

14.0

0G

45.4

7+0.

05∗

62.0

0[5

9.00

;-]

[-;6

5.00

]-

-6.

00G

59.7

9+0.

63∗

33.4

0[3

1.00

;-]

[-;3

7.00

]-

-6.

00G

327.

29-0

.5-4

5.00

[-54

.70

;-52

.12

][-

35.2

1;-

31.4

1]7.

129.

7916

.91

G32

8.81

+0.

6-4

2.33

[-60

.00

;-47

.47

][-

35.8

2;-

30.6

4]5.

146.

5111

.65

G33

3.13

-0.4

-50.

00[-

64.8

9;-

57.1

2]

[-40

.29

;-33

.82]

7.12

9.71

16.8

3G

353.

41-0

.3-1

7.00

[-30

.59

;-22

.83

][-

12.4

3;-

3.41

]5.

834.

5710

.40

G35

1.77

-0.5

-3.0

0[-

23.0

6;-

15.0

0]

[11.

89;1

5.77

]12

.00

14.8

926

.89

G34

0.97

-1.0

-25.

00[-

32.7

7;-

28.0

0]

[-15

.94

;-9.

47]

3.00

9.06

12.0

6G

351.

45+

0.6

-5.0

0[-

41.0

0;-

12.0

0]

[3.0

0;2

3.00

]7.

008.

0015

.00

G33

7.92

-0.4

-38.

00[-

53.5

3;-

49.6

5]

[-31

.53

;-9.

00]

11.6

56.

4718

.12

G33

1.38

+0.

1∗-4

5.00

[-47

.00

;-]

[-;-

41.0

0]

--

6.00

G33

0.03

+1.

0∗-4

8.00

[-54

.00

;-]

[-;-

44.0

0]

--

10.0

0G

333.

47-0

.1a

-48.

00[-

;-]

[-;-

]-

--

❚❛❜❧❛

✸✳✷✿

Inte

rval

osde

velo

cida

des

sobr

elo

squ

ese

hain

tegr

ado

laem

isió

nde

SiO

para

cara

cter

izar

las

regi

ones

deem

isió

na

alta

sve

loci

dade

s,en

caso

deno

pose

erdi

chas

com

pone

ntes

seha

inte

grad

oso

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53

3.3. Comentarios de fuentes individuales

3.3.1. Objetos con una componente de alta velocidad

Para un ∼57% de la muestra se observaron alas de alta velocidad, cuyos lóbulos deeyección de material que tienen una masa de mH2∼102 a 103 M⊙, las cuales concuerdancon lo reportado por Beuther et al. (2002). El encontrar este tipo de flujos y analizar sumorfología ayuda a aclarar el enigmático panorama en que se encuentran las regionesde choque asociadas a flujos bipolares.

Los mapas de estos flujos moleculares, están conformados por la emisión sobre 4σ delas componentes corridos al rojo y al azul (contornos rojos y azules), sobre unaimagen compuesta a tres colores para las bandas de IRAC 8, 4.5 y 3.6 µm como rojo,verde y azul, respectivamente. Las fuentes de la muestra en las que se observó dichocomportamiento se despliegan a continuación. La transición SiO (J=n→n-1)correspondiente se muestra en cada figura. El espectro sintético generado conresolución angular de θ ∼ 29” y un apuntado dirigido a las coordenadas reportadas porCsengeri et al. (2016) es mostrado en las fuentes septentrionales, de tal manera que sepueda comparar directamente con la emisión de SiO (J=2→1) reportada en dichotrabajo. En los casos de las fuentes meridionales que tienen más de una transición semuestra el espectro correspondiente a la resolución de la transición más baja (SiOJ=5→4), θ ∼ 30” en un apuntado central. Si la fuente no tenía información de otrastransiciones se muestra el espectro de apuntado central con la resolución propia deltelescopio (objetos APEX (SiO J=5→4); θ ∼ 30”).

G19.88-0.53

Este objeto se encuentra presente en el catálogo de EGOs (Cyganowski et al. 2008),en donde se etiqueta como probable (♯1) candidato a sustentar flujos moleculares. Estacategoría se les da a los objetos que muestran una emisión a 4.5 µm extendida, y quea su vez presentan emisión en las otras bandas de IRAC. Por lo que su asociación a laemisión del infrarrojo medio es alta. Además se reporta para esta fuente un área angularde 423 (”)2 de acuerdo a sus imágenes de la cámara IRAC, correspondencia con unaIRDC y una localización a 6” de la fuente IRAS más cercana.

Posteriormente, Cyganowski et al. (2013) vinculó este objeto con la emisión máserH2O, el cual destaca como trazador de regiones de formación estelar masiva. Tambiénse asoció a este objeto la emisión máser de metanol (CH3OH), tanto en su clase Icomo II (44 y 6.7, GHz respectivamente). Adicionalmente se le atribuyen a esta fuentelos siguientes parámetros, con base en la emisión molecular de NH3: una velocidad

54

estándar de reposo (LSR, por sus siglas en inglés “Local Standar of Rest”) de 43.5kms−1, una distancia de 3.12 kpc, una densidad columnar de NH3 de 15.1×1014 cm−2

y una temperatura de excitación y cinética de 3.63 y 25.72 K, respectivamente. Laasociación con una IRDC es confirmada por Chen et al. (2011), en donde además seasocia a este objeto con las emisiones máser de metanol clase I y II (95 GHz y 6.7, GHzrespectivamente).

Un año más tarde Chen et al. (2012), publicó él estudió de esta fuente y su asociacióncon la emisión de continuo a 1.1 mm, de acuerdo a fuentes pertenecientes al Catálogodel Plano Galáctico Bolocam (BGPS, por sus siglas en inglés “Bolocam Galactic

Plane Survey”). Estudio en el que se reporta una densidad columnar de H2 de∼12.69×1022 cm−2.

Un estudio más reciente de regiones tempranas llevado a cabo por Ge et al. (2014),reporta características físicas basadas en las observaciones de cuatro especiesorgánicas, sin embargo, para esta fuente solo se observó la molécula de metanol apartir de la cual se obtuvieron varios parámetros (con base en el análisis de diagramasde poblaciones), como son: una temperatura rotacional de 50+4

−3 K, una densidadcolumnar de 0.52×1017 cm−2, y una densidad columnar promediada en el haz de3.07±0.12×1014 cm−2. Además, se reporta una masa de 3.60 M⊙ para el núcleo de lanube.

55

De

clin

aci

ón

Ascención Recta

G19.88-0.53 0.16 pc

✭❛✮

G19.88-0.53 SiO(5�4)

TA

* [K

]Velocidad (kms-1)

✭❜✮

❋✐❣✉r❛ ✸✳✷✿ (a). - Emisión de los flujos moleculares en la transición SiO (J=5→4) parael objeto G19.88-0.53, los contornos muestran la emisión integrada en velocidadsuperior a 4σ con pasos de 2σ sobre los intervalos mostrados en la tabla 3.2. Debido a ala gran asimetría entre estas componentes, la componente roja se ha separado en tresintervalos de velocidades, en amarillo se observa la componente de menor velocidad[∼50-58 kms−1], en color naranja el de velocidad alta [∼60-93 kms−1], y en rojo el develocidad extrema-alta [∼95-104 kms−1] (todos estos intervalos son considerados dealta velocidad, solo fueron separados para observar mejor el comportamiento quetrazan). (b). - Espectro generado para corresponder a la misma región y resoluciónangular reportada para la transición SiO (J=2→1) por Csengeri et al. (2016).

En la figura 3.2, se puede apreciar la morfología de las componentes de las alascorrespondientes a la emisión sobre 4σ de este objeto.

La distribución espacial de las alas parece corresponder a un fuerte flujo bipolar. Lacomponente de más alta velocidad (contornos rojos) se muestra más colimada yprobablemente se encuentra relacionada al chorro central. La emisión de SiO corridaal azul corresponde espacialmente con la emisión a 4.5 µm, mientras que el ala rojapresenta la mayor parte de su emisión hacia las partes exteriores al EGO central.

G34.41+0.24

Este objeto es presentado como probable (♯1), un candidato a MYSO segúnCyganowski et al. (2008), para el que se reporta un área de acuerdo a IRAC de 114(”)2. También se reporta que este objeto está asociado con una IRDC y se encuentra a∼31 ” de la fuente IRAS más cercana.

56

En el trabajo de Cyganowski et al. (2013), se añaden algunos datos sobre este objeto,como que muestra una velocidad LSR de 57.92 kms−1, una densidad columnar deNH3 de 25.7×1014 cm−2, una temperatura de excitación y rotacional de 4.93 y 26.49K, respectivamente. Asimismo, se reporta que este objeto se asocia con las emisionesmáser de H2O y metanol de clase I a 44 GHz, con una IRDC y con un grumo denso.

Durante la investigación de moléculas orgánicas de Ge et al. (2014) se obtuvieron lossiguientes parámetros a partir de diagramas de poblaciones de CH3OH: unatemperatura rotacional de 58±6 K, una densidad columnar corregida por factor dellenado de haz de 3.57+0.86

−0.69×1017 cm−2, y una densidad columnar promediada en elhaz de 23.57+6.33

−5.38×1014 cm−2.

Para la obtención de parámetros de las otras tres moléculas se asumió una temperaturarotacional fija de 44 K y un factor de llenado de haz de 1.0. La densidades columnarespromediadas en el haz obtenidas son las siguientes: para el CH3OCH3 se obtuvo unvalor de 4.54±0.39×1014 cm−2, en el caso de HCOOCH3 toma un valor de20.30±1.31×1014 cm−2, y en el caso de CH3CH2CN se reporta un valor de1.67±0.16×1014 cm−2.

Otros parámetros reportados en esta investigación, son los correspondientes al núcleode la nube, estos están basados en la emisión de CH3OH la cual presenta unaluminosidad de 13.7×1023 ergs−1, una masa de 35.56 M⊙ y una distancia física linealde 0.041 pc.

Estudios recientes en búsqueda de trazadores de movimientos de acreción se hanllevado a cabo basados en la línea de emisión de amonio a 1.8 THz. Wyrowski et al.(2016), ha asociado a este objeto a movimientos de acreción, debido a la absorción enel ala roja que muestra. Además, comparando la emisión del amonio contra la emisiónde trazadores de gas denso, se interpreta que la escasez de evidencia de flujos deacreción, es debida al abrumamiento de emisión proveniente de los flujos eyectados.Es reportado también que de acuerdo a la molécula de NH3 la velocidad LSR es de58.52 kms−1, mientras que la reportada para la molécula de C17O es de 57.63 kms−1,por lo que se observa que la línea presenta un corrimiento en la velocidad central de0.89 kms−1.

Hacia esta región se reporta la emisión de un flujo bipolar de altas velocidades trazadopor la molécula de CO (Shepherd et al. 2007), el cual probablemente se origina en laintensa fuente en el milimétrico con la que se le ha asociado. La morfología de lasalas mostrada por la emisión de SiO está asociada espacialmente con la emisión de COantes mencionada, con la diferencia de que en este caso los lóbulos observados parecenmarcar las paredes exteriores del flujo bipolar. Como se muestra en la figura 3.3.

Este caso es muy importante ya que su distribución de SiO de alta velocidad muestraclaramente las componentes de un flujo bipolar, ajeno a la región de alta emisión

57

infrarroja que se observa al sur del EGO. Esto demuestra la ventaja del SiO comotrazador de flujos de altas velocidades, por lo que es una buena herramienta para aislarla componente de las alas de la emisión de la nube madre.

G34.41+0.24

0.17 pc

De

clin

aci

ón

Ascención Recta

✭❛✮

G34.41+0.24 SiO (5�4)

Velocidad (kms-1)

TA

* [K

]

✭❜✮

❋✐❣✉r❛ ✸✳✸✿ (a). - Emisión de los flujos moleculares en la transición SiO (J=5→4) parael objeto G34.41+0.24, los contornos muestran la emisión integrada en velocidadsuperior a 4σ con pasos de 2σ sobre los intervalos mostrados en la tabla 3.2. (b). - Igualque en la figura anterior, pero para el EGO G34.41+0.24.

G34.26+0.15

Este objeto fue catalogado por Cyganowski et al. (2008) como un EGO que muestraúnicamente flujo (♯5) (i.e. no está asociado a una fuente central). Se reporta también,que este objeto no se encuentra en asociación con una IRDC, se le atribuyó un áreaangular de 3787 (”)2 según sus imágenes de IRAC y una separación angular de la fuenteIRAS mas cercana de 56”.

En un trabajo posterior Cyganowski et al. (2013), incorporó nuevas características aeste objeto, como son: una velocidad LSR de 58.56 kms−1, una distancia de 3.52 kpc,una densidad columnar de NH3 de 33.9×1014 cm−2 y temperaturas de excitación yrotacional de 5.34 y 36.20 K, respectivamente. Complementariamente, se reportanhacia este objeto emisiones máser de H2O y metanol clase I a 44 GHz, además de lavinculación con un grumo denso.

Un estudio reciente realizado por Rudnitskii et al. (2016) con observaciones del radiotelescopio Pushchino, han acentuado la asociación de este objeto con la emisión máserde H2O. En este caso, fue monitoreada la emisión a 1.35 cm (22.21 GHz). Se menciona

58

que esta emisión máser es una característica importante y bien conocida en esta fuente,monitoreada debido a su variabilidad desde 1979.

A pesar de que la emisión máser de agua es considerada como un trazador de etapastempranas, en este trabajo se menciona que esta región está asociada también con unaregión HII, este hecho es debatible debido a que la región HII reportada, se encuentraa 0.28’ de la posición central de nuestra fuente (Csengeri et al. 2016), por lo queprobablemente se trate de objetos ajenos. Este EGO también ha sido descrito como unflujo de ángulo amplio emanando de un núcleo caliente (del anglicismo “Hot Core”)(Bally et al. 2017).

G34.26+0.150.18 pc

De

clin

aci

ón

Ascención Recta

✭❛✮

G34.26+0.15 SiO (5�4)

TA

* [K

]

Velocidad (kms-1)

✭❜✮

❋✐❣✉r❛ ✸✳✹✿ (a). - Igual que en la figura anterior, pero para el EGO G34.26+0.15. (b). -Igual que en la figura anterior, pero para el EGO G34.26+0.15.

La región hacia la que se centraron nuestras observaciones difiere ∼25” de la reportadapor Csengeri et al. (2016, figura 3.4), sin embargo, nuestro mapa también comprendeesa región (aunque con menor cantidad observaciones). Hacia esta zona, que se localizaal sureste de nuestro apuntado central, también se aprecia emisión verdosa pero demenor intensidad. Una particularidad de ésta es que la componente corrida hacia elazul es muy pequeña.

La región central de nuestro mapa presenta solo emisión corrida al rojo y nulacontribución al azul. El origen de este tipo de déficit en la componente azul de las alasse ha tomado antes como señal de acreción o abrumamiento debido a otras emisiones(Wyrowski et al. 2016), aunque también podría tratarse de un flujo monopolar.

59

G40.28-0.22

Este objeto está catalogado según Cyganowski et al. (2008) como posible (♯3)candidato a flujos de MYSO, se le atribuye una extensión angular de 225” de acuerdoa sus imágenes IRAC, y se encuentra asociada con una IRDC. Posteriormente, deacuerdo al catálogo de NH3 de Cyganowski et al. (2013), se reporta para este objetouna velocidad LSR de 73.63 kms−1, una distancia de 4.98 kpc, una densidad columnarde NH3 de 12.9×1014 cm−2, una temperatura de excitación y rotacional de 3.49 y30.08 K, respectivamente. Además de que se relaciona esta fuente con emisión máserde H2O y metanol clase I a 44 GHz.

En el trabajo de Ge et al. (2014), de acuerdo al análisis de diagramas de población demetanol se constriñen las siguientes características: una temperatura rotacional de 2.5K, una densidad columnar corregida por llenado de haz de 1.67+0.99

−0.58×1017 cm−2, y unadensidad columnar promediada en el haz de 9.75+6.00

−3.63×1014 cm−2. Otros parámetrosreportados para este objeto son: una masa del núcleo de la nube de 25.80 M⊙ (calculadaa partir de la emisión de metanol) y una distancia física lineal de 0.053 pc.

Este objeto también muestra asociación con grumos densos de polvo a partir delcontinuo a 1.1 mm, según observaciones de BGPS (Chen et al. 2011). Además sereporta una masa de 2200 M⊙ y una densidad de H2 de 4.7×1022 cm−2.

Durante el estudio molecular de He et al. (2012), se reporta la detección de líneasprominentes en las especies, H13CO+, SiO, CH3OH y SO. La coexistencia de estasmoléculas se ha asociado a regiones de gas denso, así como zonas de flujos, lo cual dasoporte a la interpretación de los EGOs como trazadores de este tipo de regiones.

En nuestro trabajo, la emisión extendida de SiO aparece no solo hacia la región centralrelacionada al EGO, sino que además se observan otras zonas de emisiones intensas,sobre todo en las alas corridas al rojo. Estas probablemente se encuentren relacionadasa otras fuentes o a regiones PDR. La baja emisión de las alas azules se muestra al surdel EGO principal, y probablemente estén vinculadas con él (Cyganowski et al. 2011).Este comportamiento se muestra en la figura 3.5.

60

G40.28-0.22

0.24 pc

De

clin

aci

ón

Ascención Recta

✭❛✮

G40.28-0.22 SiO (5�4)

TA

* [K

]

Velocidad (kms-1)

✭❜✮

❋✐❣✉r❛ ✸✳✺✿ (a).- Igual que la figura anterior, pero para el objeto G40.28-0.22. (b).-Igual que la figura anterior, pero para el EGO G40.28-0.22.

G327.29-0.58

Este objeto aparece en el catálogo de Cyganowski et al. (2008) como posible (♯3), uncandidato con una extensión angular de 89 (”)2 en la cámara IRAC, y además asociadoa una IRDC.

Un estudio más profundo sobre la región de formación estelar a la que pertenece esteobjeto, fue realizado por Leurini et al. (2013b), mediante observaciones de 12CO(J=6→5), (J=7→6), 13CO (J=6→5), (J=8→7) y (J=10→9), utilizando los telescopiosAPEX y Hershel. En este adicionalmente se asocia con una región HII, cuya regióndominada por fotodisociación (PDR, por sus siglas en inglés “Photon Dominated

Regions”), impera la intensidad de las líneas. Los mapas utilizados durante suinvestigación cubren un tamaño físico lineal de ∼3 pc × 4 pc, dentro de los cuales latemperatura de excitación mayor es dominada por la región HII, alcanzando un valorde 80 K, a partir de la cual decae con la distancia. Es reportado que la IRDC contieneun Hot Core, sistema que en conjunto muestra temperatura de excitación promedio de30−35 K.

La densidad columnar mayor en la región se encuentra hacia el Hot Core, el cualmuestra con un valor de N(H2) ∼3×1022 cm−2, el cual decrece a lo largo de la IRDC,mostrando tres picos de ∼1022 cm−2 en dirección a la HII. La densidad columnar delmedio intercúmulo denotó una densidad columnar de 13CO de ∼1016 cm−2,correspondiente a una densidad columnar de H2 ∼2×1021 cm−2, este trazador tiene la

61

ventaja de mostrar opacidades menores que su principal isotopólogo, por lo quemuestra perfiles de línea menos complejos. A partir de este trazador se obtuvo paraesta región una masa de 700 M⊙.

Posteriormente, estudios multi-moleculares como el presentado por Yu & Wang (2015),han atribuido a este objeto varias características físicas. Los trazadores que en estecaso fueron observados y están presentes en esta fuente son: (1)N2H+; el que se hacolocado como buen trazador de gas denso en etapas tempranas de formación, debido asu mayor resistencia al descongelamiento de granos (comparándolo contra las especiesbasadas en carbono). (2)H13CO+ y (3)HC3N; que son también trazadores de gas densoconsiderados comúnmente como ópticamente delgados. (4)HCO+; que ha sido asociadoa flujos y alas. (5)HCN; el cual traza gas frío. (6)C2H; el cual podría estar trazandoetapas tempranas, para ser rápidamente transformado en otras moléculas en la fase deHot Core y (7)SiO; cuya formación se ha atribuido a regiones con choques. En estetrabajo también se han calculado, de acuerdo a la emisión de N2H+, una temperaturade excitación de 16.6±1.4 K, mientras que de acuerdo a la emisión de H13CO+ secalculó una temperatura de excitación de 15.8±1.6 K.

G327.29-0.58 0.29 pc

De

clin

aci

ón

Ascención Recta

✭❛✮

G327.29-0.58 SiO (5�4)

TA

* [K

]

Velocidad (kms-1)

✭❜✮

❋✐❣✉r❛ ✸✳✻✿ (a).- Igual que la figura anterior, pero para el objeto G327.29-0.58. (b).-Espectro con un apuntado al centro del mapa y una resolución de ∼ 30” para el EGOG327.29-0.58.

La emisión de SiO a altas velocidades hacia la región central muestra estar dominadapor la componente corrida al azul, la cual rodea a las fuentes puntuales con emisiónintensa a 4.5 µm, mientras que el ala corrida al rojo se intensifica hacia la zona sureste,siguiendo la emisión verde extendida (figura 3.6).

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G328.81+0.63

Este objeto es mencionado en Cyganowski et al. (2008) como un posible (♯4) candidatoa flujo, en este catálogo, dicha categoría corresponde a emisión extendida que podríaestar relacionada a varios MYSOs. Las otras propiedades que se describen son que:cuenta con una extensión de IRAC de 851 (”)2, está inmerso en una IRDC, se encuentraa solo 4” de la fuente IRAS más cercana, y se ha encontrado asociación con emisiónmáser de metanol a 6.7 GHz.

G328.81+0.63 0.27 pc

Ascención Recta

De

clin

aci

ón

✭❛✮

G328.81+0.63 SiO (5�4)

TA

* [K

]

Velocidad (kms-1)

✭❜✮

❋✐❣✉r❛ ✸✳✼✿ (a).- Igual que la figura anterior, pero para el objeto G328.81+0.63. (b).-Igual que la figura anterior, pero para el EGO G328.81+0.63.

En la emisión de SiO este objeto muestra lo que pareciera un comportamiento bipolar,con un componente más pronunciado hacía el azul (figura 3.7). Esta pronunciada alaazul se localiza a ∼20” del EGO central, por lo que puede estar trazando otro objeto,como la fuente puntual sobre la que se encuentra, o estar trazando las partes exterioresdel EGO como se ha propuesto anteriormente (Cyganowski et al. 2011). La emisiónde las alas hacia la región central es muy pequeña y sobrepuesta una con la otra, porlo que el ángulo del flujo puede ser casi paralelo a la línea de visión, mientras queuna componente corrida al azul más extendida parece propagarse al suroeste, tambiénpudiendo ser parte del flujo causado por la emisión central.

63

G333.13-0.43

Este objeto está presente en los catálogos de Contreras et al. (2013) y Urquhart et al.(2014), los que se basan en observaciones del telescopio APEX hacia el centrogaláctico. Estas fueron realizadas en el continuo a 870 µm, y las fuentes destacadastomadas en estos catálogos fueron comparadas con las fuentes propuestas con BGPS.Tras el análisis de la correspondencia de estos catálogos hacia la misma extensiónespacial, Contreras et al. (2013) concluyó que muchos de los objetos coincidían apesar de que las observaciones fueran realizadas a diferente longitud de onda, y enconsecuencia estuvieran sujetas a diferente resolución y sensitividad.

Este hecho dio fiabilidad a la selección de estos objetos como núcleos densos, lo cualaunado a la cercana asociación con emisión infrarroja y fuentes puntuales de IRAS oMSX en la mayoría de las fuentes, han hecho de este catálogo un proveedor prometedorde núcleos primigenios destinados a desencadenar formación estelar. En estos trabajosse le atribuye a este EGO un semieje mayor y menor de 42” y 32”, respectivamente.Teniendo un radio efectivo de 87”.

Otros parámetros definidos para este objeto son los reportados por Giannetti et al.(2014), quien analizo una muestra de 102 cúmulos masivos provenientes del catálogoATLASGAL, buscando caracterizar diversas etapas de evolución en la formaciónestelar. En este trabajo se adoptó para esta fuente una distancia de 2.61 kpc. Se calculóademás para las moléculas 12C180 y 12C170, densidades columnares de 14.8×1016

cm−2 y 31.4×1015 cm−2, respectivamente, lo cual conlleva a una densidad columnarde H2 de ∼2.3×1023 cm−2. Se reporta también una temperatura de excitación de 45.6K, una masa de 0.86×103 M⊙ y una masa virial de 2.52×103 M⊙.

En el trabajo de Hoq et al. (2013), esta fuente está clasificada como una región HII, lacual posee una temperatura de polvo de 30 K, y densidades columnares para H2, N2H+

y HCO+ de 30.0×1022, 65.9×1012 y 9.9×1014 cm−2, respectivamente.

Caswell et al. (2011), en su catálogo de máseres de metanol a 6.6 GHz, describe esteobjeto como un emisor débil. Sin embargo, aun así se encuentra asociado con estaemisión, mostrando un flujo de ∼1 Jy.

Otros parámetros brindados para esta fuente son los expuestos por Urquhart et al.(2013), en donde reporta una separación entre este EGO y la emisión máser a 6.7 GHzde 3.7”, una distancia de 9.4 kpc, y una densidad columnar de H2 de ∼1023.81 cm−2.En este caso la distancia discrepa mucho de la mencionada anteriormente en Giannettiet al. (2014), por lo que los cálculos dependientes de este factor son susceptibles adiscordancias.

En este caso la emisión prominente en las alas de SiO es muy extendida, sin embargo en

64

la región central existen picos de emisión en las alas, que muestran dos componentesque trazan lóbulos axisimétricos provenientes del EGO central, en donde el pico deemisión en ambas alas parece concordar. Este flujo bipolar se extiende de noreste asuroeste en nuestro mapa como puede observarse en la figura 3.8.

G333.13-0.43

0.34 pc

De

clin

aci

ón

Ascención Recta

✭❛✮

G333.13-0.43 SiO (5�4)

TA

* [K

]

Velocidad (kms-1)

✭❜✮

❋✐❣✉r❛ ✸✳✽✿ (a).- Igual que la figura anterior, pero para el objeto G333.13-0.43. (b).-Igual que la figura anterior, pero para el objeto ATLASGAL G333.13-0.43.

G337.92-0.48

Este objeto aparece como un núcleo denso con alta probabilidad de desencadenarformación estelar (Contreras et al. 2013; Urquhart et al. 2014). Posee un diámetromayor y menor de 30” y 17”, respectivamente, y un radio efectivo de 86”. Además,Cyganowski et al. (2008) lo cataloga como probable (♯2), objeto que potencialmentealberga flujos.

Estudios recientes, basados en las transiciones CO (J=3→2) y (J=1→0) mediante elTelescopio Experimental Submilimétrico de Atacama (ASTE, por sus siglas en inglés

“Atacama Submillimeter Telescope Experiment”) y el telescopio Mopra han asociadoeste objeto con un flujo bipolar masivo (Torii et al. 2017). Para este sistema se reportauna velocidad LSR de ∼−40.5 kms−1, con rangos de velocidades en los lóbulos azuly rojo de [−80; −45.1] y [−36.3; −5] kms−1, a los cuales les corresponden las masas53.7 y 54.3 M⊙.

En el caso del lóbulo azul, el momento es de Pflujo= 568.6 M⊙kms−1, con una energíade Eflujo= 7.4×1046 erg. En el caso del lóbulo rojo, el momento tiene un valor de

65

Pflujo= 771.3 M⊙kms−1 y posee una energía de Eflujo= 14.0×1046 erg. Además sereporta un límite inferior para el tiempo dinámico de 2.0×104 y 1.1×104 años,correspondientes a ambos lóbulos.

En nuestro trabajo, la emisión de SiO se muestra muy extendida e intensa, tanto en lacomponente corrida al rojo como al azul. Este comportamiento podría estar trazandoun flujo de ángulo amplio en las regiones cercanas al EGO, quizá potenciado por variosHot Cores, o un flujo con un ángulo de precesión muy amplio. El comportamiento en“X” de esta fuente se muestra en la figura 3.9, y es un ejemplo más en el cual la emisiónde SiO en ambos lóbulos coincide con la emisión extendida a 4.5 µm.

G337.92-0.48

0.30 pc

De

clin

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Ascención Recta

✭❛✮

G337.92-0.48 SiO (5�4)

TA

* [K

]

Velocidad (kms-1)

✭❜✮

❋✐❣✉r❛ ✸✳✾✿ (a).- Igual que la figura anterior, pero para el objeto G337.92-0.48. (b).-Igual que la figura anterior, pero para el EGO G337.92-0.48.

G340.97-1.02

Este objeto es considerado por Cyganowski et al. (2008), como probable (♯1), uncandidato que muy factiblemente puede albergar actividad de flujos. Asimismo sereporta emisión infrarroja considerable en las tres bandas de IRAC, con una extensiónangular de 304 (”)2, que a la vez que se asocia con una IRDC.

Trabajos posteriores, como el de Chen et al. (2011), han asociado este objeto con laemisión máser de metanol tipo I a 95 GHz, la que ha sido anteriormente relacionada azonas de interacción entre el material proveniente del flujo y el gas molecularambiental. Para este trazador también se ha reportado, un incremento en su abundanciasobre regiones de choque, donde el gas es calentado y comprimido, lo que favorece las

66

colisiones e impulsa la eficiencia del mecanismo de bombeo.

Este objeto es estudiado en Yu & Wang (2015), en donde se reportan algunos trazadorespresentes en esta fuente, como son: (1)N2H+, (2)H13CO+, (3)HC3N, (4)HCO+, (5)HCN,(6)C2H y (7)SiO. Además, de acuerdo a la emisión de N2H+, se calculó una temperaturade excitación de 23.4±3.0 K, y de acuerdo a la emisión de H13CO+ se calculó unatemperatura de excitación de 10.7±1.9 K.

Este objeto muestra alas de comportamiento en forma de “X”, lo cual se suele atribuir amomentos de precesión, o múltiples fuentes centrales. Cabe mencionar que el ángulo deapertura es bastante amplio (&90◦) y muestra buena correlación hacía el EGO central.Otro aspecto importante de este flujo, es que las emisiones más intensas en las alastrazan regiones opuestas que muestran una bipolaridad que va de noreste a sureste ennuestro mapa, emisión que probablemente se relacione al flujo principal de esta fuente.Esto puede observarse en la figura 3.10.

G340.97-1.02

0.22 pc

De

clin

aci

ón

Ascención Recta

✭❛✮

G340.97-1.02 SiO (5�4)

TA

* [K

]

Velocidad (kms-1)

✭❜✮

❋✐❣✉r❛ ✸✳✶✵✿ (a).- Igual que la figura anterior, pero para el objeto G340.97-1.02. (b).-Igual que la figura anterior, pero para el EGO G340.97-1.02.

La transición SiO (J=8→7) en esta fuente no muestra componentes significativas dealta velocidad, sin embargo, la morfología parece ajustarse a la trazada en la transiciónSiO (J=5→4), con una dirección del flujo prolongada de noreste al suroeste del mapa.Esto puede apreciarse en la figura 3.11.

67

G340.97-1.02

0.11 pc

De

clin

aci

ón

Ascención Recta

✭❛✮

G340.97-1.02 SiO (8�7)

TA

* [K

]Velocidad (kms-1)

✭❜✮

❋✐❣✉r❛ ✸✳✶✶✿ (a).- Emisión molecular en la transición SiO (J=8→7) para el objetoG340.97-1.02, los contornos muestran la emisión integrada en velocidad superior a 4σcon pasos de 2σ, sobre el intervalo mostrado en la tabla 3.2. (b).- Espectro promediadosobre los 10” centrales del EGO G340.97-1.02.

G353.41-0.36

Se ha reportado para este objeto una observación a 1.2 mm, la cual crece a partir deuna componente brillante y compacta en el centro del objeto, y se difumina hacia unacomponente prolongada y débilmente extendida. La componente compacta tiene undiámetro angular mayor y menor de 37” y 21”, respectivamente. Mientras que lacomponente extendida presenta diámetros angulares mayores y menores de 169” y84”. Además se ha asociado una región UC-HII con la emisión pico a 1.2 mm (Garayet al. 2007a) cuyas coordenadas concuerdan con la posición central del EGO.

En el mismo trabajo, Garay et al. (2007a) reporta valores de 1.4×104 M⊙ para la masay 4.8×1023 cm−2 para la densidad columnar de H2.

Este objeto mostró componentes de alas de ángulo amplio, que parecen estar asociadascon la región central de nuestro apuntado y siguen una distribución espacial similar enambas alas, la cual se extiende hacia el noreste de la posición central con un ángulo depropagación amplio (∼90◦). Como se aprecia en la figura 3.12.

68

G353.41-0.36 0.34 pc

De

clin

aci

ón

Ascención Recta

✭❛✮

G353.41-0.36 SiO (5�4)

TA

* [K

]

Velocidad (kms-1)

✭❜✮

❋✐❣✉r❛ ✸✳✶✷✿ (a).- Igual que la figura anterior, pero para el objeto G353.41-0.36. (b).-Igual que la figura anterior, pero para el objeto ATLASGAL G353.41-0.36.

G351.77-0.54

Este objeto es reportado como un candidato a MYSO, que se ha asociado a un objetocon actividad de flujos (EGO), en el catálogo realizado por Chen et al. (2013).

En el estudio de Cyganowski et al. (2008) se asocia a esta fuente un área de 256 (”)2 deacuerdo a su extensión con IRAC, además de que se encuentra embebida en una IRDC.Colinda con regiones máser de metanol clase I y II a 44 y 6.7 GHz, respectivamente,que fueron detectadas por observaciones de MOPRA. Además, se reporta la asociacióncon la emisión de una fuente de continuo BGPS a 1.1 mm.

La emisión de este objeto en la transición SiO (J=5→4) es muy extendida, sinembargo, parece haber dos componentes de alas que pueden estar vinculadas al EGOcentral. El lóbulo azul parece trazar más intensamente la región correspondiente alEGO (zona verdosa central), mientras que la emisión del ala roja se extiende hacia eleste de nuestro mapa, mostrando una emisión más intensa en la zona sureste que sesobrepone al componente extendido del ala azul, y a múltiples fuentes puntualesbrillantes en el azul en la imagen compuesta de IRAC. Esto se aprecia en la figura3.13.

En las observaciones en la transición SiO (J=8→7), este objeto muestra una estructurabipolar, en donde el ala azul se extiende hacia el noreste, mientras que el ala roja seextiende hacia el sureste. Como se aprecia en la figura 3.14

69

G351.77-0.54

0.06 pc

De

clin

aci

ón

Ascención Recta

✭❛✮

G351.77-0.54 SiO (5�4)

TA

* [K

]Velocidad (kms-1)

✭❜✮

❋✐❣✉r❛ ✸✳✶✸✿ (a).- Igual que la figura anterior, pero para el objeto G351.77-0.54. (b).-Igual que la figura anterior, pero para el objeto ATLASGAL G351.77-0.54.

G351.77-0.54

0.03 pc

De

clin

aci

ón

Ascención Recta

✭❛✮

G351.77-0.54 SiO (8�7)

TA

* [K

]

Velocidad (kms-1)

✭❜✮

❋✐❣✉r❛ ✸✳✶✹✿ (a).- Emisión de los flujos moleculares en la transición SiO (J=8→7) parael objeto G351.77-0.54, los contornos muestran la emisión integrada en velocidadsuperior a 4σ con pasos de 2σ, sobre los intervalos mostrados en la tabla 3.2. (b).-Espectro con un apuntado al centro del mapa y una resolución de ∼ 30” para el objetoATLASGAL G351.77-0.54.

70

G351.45+0.66

Este objeto aparece en los catálogos de fuentes compactas en el continuo de polvo deContreras et al. (2013) y Urquhart et al. (2014), en donde se reporta un semieje mayory menor de 10” y 5”, respectivamente.

En el catálogo de máseres de metanol a 6.7 GHz de Urquhart et al. (2013), se muestraque esta fuente está asociada con emisión en el infrarrojo medio, a una distancia de1.49 kpc, presentando una densidad columnar de H2 de ∼1024.01 cm−2 y una masa de∼103.62 M⊙. De manera similar, el catálogo de máseres a 6.7 GHz de Caswell et al.(2011) coloca a una fuente máser de este tipo a solo 5.82” del EGO.

En la investigación de Giannetti et al. (2014), se reportan algunos parámetros para estaregión. Como lo son: una distancia de 1.8 kpc, una densidad columnar de 12C170 de18.7×1015 cm−2, una densidad columnar de H2 de ∼12.2×1023 cm−2, una masa de4.37×103 M⊙ y una masa virial de 1.02×103 M⊙.

G351.45+0.66

De

clin

aci

ón

Ascención Recta

0.08 pc

✭❛✮

G351.45+0.66 SiO (5�4)

TA

* [K

]

Velocidad (kms-1)

✭❜✮

❋✐❣✉r❛ ✸✳✶✺✿ (a).- Igual que la figura anterior, pero para el objeto G351.45+0.66. (b).-Igual que la figura anterior, pero para el objeto ATLASGAL G351.45+0.66.

Este objeto muestra lóbulos poco colimados, que se distribuyen sobre la misma regiónespacial en ambas alas, principalmente sobre la zona central de nuestro apuntado (figura3.15). Además, este objeto no muestra una emisión prominente y extendida en la bandade 4.5 µm como en la mayoría de los casos detectados por examinación visual hechosanteriormente. Sin embargo, si puede apreciarse una débil emisión verdosa y extendida,sobre la cual se presentan varias fuentes puntuales y verdes.

71

La transición SiO (J=8→7) en este objeto no muestra componentes significativas dealta velocidad, sin embargo, la morfología parece mostrar las primeras inclinacionesdel flujo a dirigirse hacia el norte, sur y oeste en nuestro mapa, lo cual concuerda a másgrandes escalas con la distribución de la emisión SiO (J=5→4). Este comportamientopuede apreciarse en la figura 3.11.

G351.45+0.660.04 pc

De

clin

aci

ón

Ascención Recta

✭❛✮

G351.45+0.66 SiO (8�7)

TA

* [K

]

Velocidad (kms-1)

✭❜✮

❋✐❣✉r❛ ✸✳✶✻✿ (a).- Emisión molecular en la transición SiO (J=8→7) para el objetoG351.45+0.66, los contornos muestran la emisión integrada en velocidad superior a 4σcon pasos de 2σ, sobre el intervalo mostrado en la tabla 3.2. (b).- Espectro con unapuntado al centro del mapa y una resolución de ∼ 30” para el objeto ATLASGALG351.45+0.66.

3.3.2. Objetos sin componente de alta velocidad

Con el fin de caracterizar la morfología de las regiones que no mostraban componentesde alta velocidad en esta molécula, se integró la emisión de los canales de velocidadcentral de SiO y se graficó aquellas zonas con intensidad superior a 4σ (contornos

purpura), sobre una imagen compuesta a tres colores (como en la subsección anterior),con el fin de observar la correlación espacial que presentan estas emisiones.

El déficit en la emisión de las alas se puede deber a que esta no es lo suficientementeintensa para poder observarse, a que la naturaleza del objeto sea demasiado joven yel chorro principal no haya tenido tiempo para romper las corazas que lo envuelven,a que el mapa es demasiado ruidoso, o debido a que el objeto no presenta un frentede eyección de material. Los mapas correspondientes a estos objetos se muestran acontinuación.

72

G23.01-0.41

Esta fuente está entre los probables (♯1) candidatos a flujos provenientes de un MYSOen el trabajo de Cyganowski et al. (2008), en donde se le denota una extensiónespacial de 272 (”)2, no se le asocia una IRDC, ni tampoco una fuente IRAS, ya que lamás cercana se encuentra a 130”. Más adelante, Cyganowski et al. (2009), le asocióemisiones máser de metanol tanto clase I a 44 GHz como II a 6.7 GHz, además de quereporta que existe emisión molecular por parte de SiO, 12CO, 13CO y HNCO.Asimismo se menciona que este EGO hospeda uno de los pocos (∼7) máseres deH2CO a 6 cm conocidos, lo cuales se piensan están asociados a un MYSO en susetapas más tempranas, además de que se encuentra vinculada a una fuente WISE, porlo que es muy probable que se trate de un genuino MYSO (Csengeri et al. 2016).

Otro estudio hacia las emisiones máser de este objeto es el realizado por Sanna et al.(2010), en el que se reporta emisión intensa en tres emisiones máser, de H2O a 22.2GHz, de metanol a 6.7 GHz y de OH a 1.66 GHz, las cuales están distribuidas dentrode 9.7×10−3 pc centrales del núcleo masivo que potencia los flujos.

Posteriormente Chen et al. (2011), asoció con este EGO la emisión máser de metanolde clases I y II a 95 GHz y 6.7 GHz, respectivamente, al mismo tiempo que le asocióun objeto BGPS, y en base a los datos de continuo a 1.1 mm reporta una masa para elgrumo de polvo de 9500 M⊙ y una densidad columnar de H2 de 2.2×1022 cm−2.

Este objeto presenta emisión en múltiples moléculas asociadas a gas denso, como lomuestra He et al. (2012), estudio en el cual se reporta emisión en las especies: H2CCO,CH3CH2CN, H13CO+, HCOOCH3, SiO, CH3OCH3, OC34S, CH3OH y SO.

En el trabajo de Cyganowski et al. (2013), se asocia a este EGO con la emisión máserde H2O y con un objeto BGPS, cuya emisión a 1.1 mm muestra las siguientespropiedades: una masa de grumo de 4024 M⊙ y un radio angular de 95.9”. Además, apartir de observaciones de NH3 se reportan las siguientes características: unavelocidad LSR de 77.18 kms−1, una densidad columnar de N(NH3)= 34.0×1014 cm−2

y unas temperaturas de excitación y rotacional de 4.25 y 24.37 K, respectivamente.

Rudnitskii et al. (2016), estudió la emisión máser de H2O a 22 GHz de este objeto,y reporta variabilidad en la intensidad de la línea, además de un corrimiento de ∼5kms−1 en la velocidad LSR, lo que se atribuye a que esta emisión se genera en regionespost-choque, componente que es más pasivo.

En el estudio molecular de Ge et al. (2014) se concluye a partir de diagramas depoblaciones basados en observaciones de CH3OH los siguientes parámetros: unatemperatura rotacional de 46+149

−23 K, una densidad columnar de >7.16×1017 cm−2, yuna densidad columnar promediada en el haz de >44.59×1014 cm−2. Para la

73

obtención de parámetros de la molécula CH3CH2CN se tomó una temperaturarotacional fija de 44 K y un factor de llenado de haz de 1.0, con lo que se obtuvo unadensidad columnar promediada en el haz de 2.02+0.38

−0.39 ×1014 cm−2.

A partir de la emisión de metanol para el núcleo de la nube se obtuvieron los valoresde luminosidad de 12.0×1023 ergs−1, y una masa de >51.27 M⊙.

La distribución espacial del flujo de SiO parece prolongarse de noroeste a sureste, locual concuerda con la distribución de máseres catalogados por Cyganowski et al.(2009), este comportamiento se aprecia en la figura 3.17.

G23.01-0.41

Ascención Recta

De

clin

aci

ón

0.16 pc

✭❛✮

G23.01-0.41 SiO (5�4)

TA

* [K

]

Velocidad (kms-1)

✭❜✮

❋✐❣✉r❛ ✸✳✶✼✿ (a).- Emisión molecular en la transición SiO (J=5→4) para el objetoG23.01-0.41, los contornos muestran la emisión integrada en velocidad, superior a 4σcon pasos de 2σ, sobre el intervalo mostrado en la tabla 3.2. (b).- Espectro generadopara corresponder a la misma región y resolución angular reportada para la transiciónSiO (J=2→1) por Csengeri et al. (2016).

G23.96-0.11

Este objeto pertenece a los probables (♯1) flujos de MYSO propuesto por Cyganowskiet al. (2008). En este caso no se reporta que este asociado con una IRDC, y se le adjudicauna extensión angular de 184” de acuerdo a sus imágenes de IRAC.

Posteriormente, en Cyganowski et al. (2009), se le afilió a este objeto las emisiones demáseres de metanol clase I, II y H2O, además de un núcleo denso (sub-mm). Tambiénse informa que esta fuente presenta líneas de emisión de H13CO+ y CH3OH, y queprobablemente se encuentra constituida por dos fuentes. De las cuales la componente

74

septentrional está caracterizada por la emisión máser de metanol a 6.7 y 44 GHz y unpoco de la emisión a 24 µm mientras que la meridional se distingue por poseer lasemisiones a 4.5 y 24 µm más prominentes.

Otro estudio hecho por He et al. (2012), reporta hacia este EGO la emisión para lassiguientes moléculas: H13CO+, SiO, CH3OH y SO. Posteriormente, basado en laobservación de NH3 la investigación de Cyganowski et al. (2013) reporta lassiguientes características: una velocidad LSR de 73.14 kms−1, una densidad columnarde NH3 de 29.7×1014 cm−2, temperaturas de excitación y rotacional de 3.54 y 26.78K, respectivamente y adicionalmente asocia a este objeto con fuentes de emisiónmáser de H2O y metanol, tanto clase I como II.

En el trabajo de Ge et al. (2014) se calculan con base en observaciones de CH3OHlos siguientes parámetros: una temperatura rotacional 33+24

−10 K, una densidad columnarcorregida por factor de llenado de haz de 0.29×1017 cm−2, y una densidad columnarpromediada en el haz de 0.99+0.38

−0.19×1014 cm−2. Asimismo, se calculó para el núcleo dela nube los valores de luminosidad de 2.5×1023 ergs−1, y una masa de 1.99 M⊙.

La distribución de la emisión central de la molécula de SiO se extiende hacia el norte,donde la emisión verde es más intensa, como se aprecia en la figura 3.18. La emisiónobservada hacia el norte concuerda además con las emisiones máser mencionadas porCyganowski et al. (2009).

De

clin

aci

ón

Ascención Recta

G23.96-0.11

0.22 pc

✭❛✮

G23.96-0.11 SiO (5�4)

TA

* [K

]

Velocidad (kms-1)

✭❜✮

❋✐❣✉r❛ ✸✳✶✽✿ (a).- Igual que la figura anterior, pero para el objeto G23.96-0.11. (b).-Igual que la figura anterior, pero para el EGO G23.96-0.11.

75

G34.39+0.22

Este objeto fue catalogado como posible (♯1) candidato a flujos provenientes de unMYSO según Cyganowski et al. (2008), estudio en el cual se le asocia una regiónangular de 307 (”)2, de acuerdo con las imágenes de IRAC, además que se le relacionacon una IRDC.

En el trabajo de Chen et al. (2011), se asocia a esta fuente la emisión máser de metanolclase I a 95 GHz, y se rechaza la relación entre este objeto y regiones UC-HII y BGPS.En este estudio se resalta esta fuente como uno de los escasos EGOs que no tienenasociada una fuente BGPS y además presenta emisión máser a 95 GHz. Este hechosería posteriormente refutado por Cyganowski et al. (2013).

El estudio molecular de líneas en emisión hecho por He et al. (2012), muestra lassiguientes especies en la fuente: H13CO+, SiO, SO y CH3OH

Durante el estudio realizado por Cyganowski et al. (2013), con base en observacionesde NH3, se reportan las siguientes propiedades: una velocidad LSR de 57.65 kms−1,una densidad de NH3 de 20.3×1014 cm−2, temperaturas cinética y de excitación de22.89 y 4.52 K, respectivamente. Adicionalmente, se asoció a esta fuente la emisión demáser de H2O y un grumo denso BGPS. Para este grumo se reporta una masa de 831M⊙, un radio de 96.1” y un radio lineal de 0.52 pc.

Observaciones recientes con el VLBI con base en la emisión máser de metanol hansido reportadas por Bartkiewicz et al. (2016a), en las que se presenta un esquema másdetallado de la posible localización y orientación de los flujos. Debido a la resoluciónlograda, en dicho trabajo se lograron detectar 69 lugares de emisión máser de metanol a6.7 GHz, concentrados en dos grupos separados por ∼0.130 (”). Esta emisión cae al surde la fuente milimétrica, que se propone como la hospedante de la protoestrella masivaB0.5.

La emisión de SiO en esta fuente se prolonga hacia el sur, alejándose del punto deemisión más intensa en el infrarrojo medio, al mismo tiempo que sigue la emisiónverdosa por ∼0.68 pc, como puede apreciarse en la figura 3.19. Esta emisión muestracorrespondencia espacial con la emisión de CO reportada por Shepherd et al. (2007),con la distinción de que la distribución seguida por el SiO es mucho más estrecha quela de CO. En estos estudios se aprecia la intensa emisión de un flujo de CO corridoal rojo, con emisión concentrada corrida al azul muy en la parte superior de nuestromapa (parte inferior del mapa 3.3). Razón probable de que no se haya observado estecomponente. En la parte central de nuestro mapa, Gómez-Ruiz et al. (2016) reporta almenos tres fuentes clase I de la molécula de metanol, a 44 GHz, al mismo tiempo quepropone la poca confiabilidad de asignar una etapa de evolución de estos objetos solopor su asociación con la emisión máser.

76

G34.39+0.22

De

clin

aci

ón

Ascención Recta

0.17 pc

✭❛✮

G34.39+0.22 SiO (5�4)

TA

* [K

]

Velocidad (kms-1)

✭❜✮

❋✐❣✉r❛ ✸✳✶✾✿ (a).- Igual que la figura anterior, pero para el objeto G34.39+0.22. (b).-Igual que la figura anterior, pero para el EGO G34.39+0.22.

G35.13-0.74

Este objeto fue catalogado por Cyganowski et al. (2008) como posible) (♯1) candidatoa flujos de MYSO, con una extensión angular de 145” según IRAC. Además no se leasoció con una IRDC, ni con un objeto IRAS.

Esta fuente fue asociada con la emisión máser de metanol clase I a 95 GHz por Chenet al. (2011), el cual también reporta no haber encontrado asociación de este EGO conregiones UC-HII, máseres de OH, metanol clase II o fuentes milimétricas.

Otra asociación interesante hacía este EGO se reporta en Froebrich & Ioannidis (2011),el cual, estudiando la región Mercer 44, detectó relación con una fuente de emisión dehidrógeno molecular (1→0; S(1)) con una luminosidad de 0.13 L⊙.

En el estudio de líneas moleculares de He et al. (2012) se reporta para este objetoemisión de las siguientes especies: H13CO+, SiO, CH3OH y SO.

En la búsqueda de asociación de EGOs y máseres de H2O de Cyganowski et al. (2013)se reportan los siguientes parámetros de acuerdo a la línea de NH3: una velocidad LSRde 33.79 kms−1, una densidad columnar de NH3 de 28.0×1014 cm−2, y temperaturasde excitación y rotacional de 5.14 y 23.34 K, respectivamente. Además, se reporta laasociación de este EGO con las emisiones máser de metanol clase I y H2O, mientrasque se reafirma la no existente asociación con grumos densos BGPS.

77

Ge et al. (2014) reporta con base en observaciones de CH3OH los siguientesparámetros: una temperatura rotacional 27+10

−11 K, una densidad columnar corregida porfactor de llenado de haz de 1.61+9.24

−1.16×1017 cm−2, y una densidad columnarpromediada en el haz de 9.52+55.17

−7.44 ×1014 cm−2. Adicionalmente, se calculó para elnúcleo de la nube una luminosidad de metanol de 1.9×1023 ergs−1, y una masa de5.59 M⊙.

La distribución espacial de la emisión de SiO para este objeto es asimétrica conrespecto al EGO central, además de que parece existir otro componente prolongado,probablemente potenciado por otra fuente puntual y verdosa, a ∼25” al suroeste, comose puede apreciar en la figura 3.20.

G35.13-0.740.11 pc

De

clin

aci

ón

Ascención Recta

✭❛✮

G35.13-0.74 SiO (5�4)T

A* [K

]

Velocidad (kms-1)

✭❜✮

❋✐❣✉r❛ ✸✳✷✵✿ (a).- Igual que la figura anterior, pero para el objeto G35.13-0.74. (b).-Igual que la figura anterior, pero para el EGO G35.13-0.74.

G45.47+0.05

Esta fuente se cataloga como probable (♯1) según el catálogo de Cyganowski et al.(2008), en el cual se le atribuye una distribución angular de 423 (”)2 de acuerdo aIRAC, además que se le asocia con una IRDC.

En el trabajo de Paron et al. (2009), se reporta asociación de este EGO con una regiónUC-HII. Además, con base en la emisión de 13CO (J=1→0), se observó coincidenciaentre dos grumos de gas que concuerdan espacialmente con estas dos regiones.Asimismo, en el estudio de la región se muestra la existencia de tres regiones PDRcircunyacentes, de las cuales la más cercana espacialmente al EGO es la así

78

denominada PDR sur. La emisión de gas tanto de 13CO (J=1→0), como de CS(J=2→1), parece vincular este EGO con esta región PDR. Adicionalmente, Paronet al. (2009), relacionó espacialmente objetos estelares jóvenes clase I con este EGO,lo que menciona como otra prueba de que en esta región se está llevando a caboformación estelar.

Durante el trabajo realizado por Chen et al. (2011), se reporta la no coincidencia de esteEGO con la emisión de máser de metanol clase I a 95 GHz, aunque sí con una fuenteBGPS, en el continuo a 1.1 mm.

En el estudio de líneas moleculares a 1mm realizado por He et al. (2012), este EGOmuestra emisión intensa de las siguientes especies: H13CO, SiO, CH3OH y SO.

En ese mismo año, Ortega et al. (2012) reporta las emisiones moleculares de CS, HCO+

13CO y 12CO para este objeto, el cual describe como una región UC-HII evolucionando.Además, con base en la emisión de 12CO, asociaron movimientos de flujos bipolaresque se extienden de noreste a suroeste en sus imágenes.

Cyganowski et al. (2013), encontró para este objeto relación con la emisión máser deH2O, y la emisión molecular de NH3, para la cual reporta una velocidad LSR de 61.46kms−1, una densidad columnar para el NH3 de 24.8×1014 cm−2, y temperaturas deexcitación y rotacionales de 3.30 y 27.91 K, respectivamente.

En el trabajo realizado por Ge et al. (2014) se reportan de acuerdo al diagrama deanálisis de población de la molécula de CH3OH, una temperatura rotacional de 20+8

−6

K, una densidad columnar de 1.00×1017 cm−2, y una densidad columnar promediadaen el haz de 2.54+2.62

−0.97×1014 cm−2. Otros parámetros calculados a partir de la emisiónde metanol para el núcleo de la nube son: una luminosidad de 7.1×1023 ergs−1 y unamasa de 6.87 M⊙.

Este EGO fue estudiado recientemente por Towner et al. (2017), el cual reporta unaemisión intensa a 1.3 cm, para este EGO y su correspondiente región UC-HII. Emisiónque se prolonga de noreste a suroeste. Algo importante de este objeto es que no muestraemisión máser de metanol a 6.7 GHz significativa, pero si emisión térmica de la mismamolécula, escenario que aún es muy enigmático.

El comportamiento de 12CO mostrado por Ortega et al. (2012) concuerda con laextensión de la emisión de SiO que encontramos. Además de que esta se dispersasiguiendo la emisión verde extendida, tanto del EGO central como de las fuentespuntuales cercanas, y la cual concuerda con el comportamiento de la emisión máser a1.3 cm reportada por Towner et al. (2017). El comportamiento de la emisión molecularde SiO se puede apreciar en la figura 3.21.

79

G45.47+0.050.29 pc

De

clin

aci

ón

Ascención Recta

✭❛✮

G45.47+0.05 SiO (5�4)

TA

* [K

]

Velocidad (kms-1)

✭❜✮

❋✐❣✉r❛ ✸✳✷✶✿ (a).- Igual que la figura anterior, pero para el objeto G45.47+0.05. (b).-Igual que la figura anterior, pero para el EGO G45.47+0.05.

G59.79+0.63

Este objeto está considerado como probable (♯1) candidato a flujos pertenecientes aun MYSO por Cyganowski et al. (2008), trabajo en el cual se le asigna una extensiónangular de 121 (”)2 de acuerdo a su apreciación en las imágenes de IRAC, además quese le vincula a una IRDC y se encuentra a solo 10” de la fuente IRAS más cercana.

En un estudio posterior, Cyganowski et al. (2013) asocia este objeto a las emisionesmáser de H2O y metanol clase I a 44 GHz. Además basada en las observaciones de NH3

constriñe los siguientes parámetros: una velocidad LSR de 34.50 kms−1, una densidadcolumnar para el NH3 de 6.7×1014 cm−2 y temperaturas de excitación y rotacional de3.16 y 29.04 K, respectivamente. La asociación de este objeto hacia la emisión máserde metanol clase I a 95 GHz había sido antes reportada (Chen et al. 2011).

He et al. (2012) en su estudio molecular reporta para este objeto la emisión de líneasintensas para las moléculas: H13CO+, SiO, CH3OH y SO. Por lo que se describe estafuente como una zona de gas denso y propicio a flujos.

Otros parámetros para esta fuente son constreñidos de acuerdo a la investigación demoléculas orgánicas llevada a cabo por Ge et al. (2014), en la que se reportan deacuerdo al diagrama de análisis de población de la molécula de CH3OH, unatemperatura rotacional de 30+24

−10 K, una densidad columnar de 0.40×1017 cm−2, y unadensidad columnar promediada en el haz de 1.42+0.89

−0.33×1014 cm−2.

80

Otros parámetros calculados a partir de la emisión de metanol para el núcleo de la nubeson: una luminosidad de 3.1×1023 ergs−1 y una masa de 2.72 M⊙.

En nuestros mapas se puede apreciar la correspondencia entre la emisión del EGOcentral y la de SiO. En este caso la emisión presenta una distribución poco prolongada,como se aprecia en la figura 3.22.

G59.79+0.630.21 pc

De

clin

aci

ón

Ascención Recta

✭❛✮

G59.79+0.63 SiO (5�4)

TA

* [K

]

Velocidad (kms-1)

✭❜✮

❋✐❣✉r❛ ✸✳✷✷✿ (a).- Igual que la figura anterior, pero para el objeto G59.79+0.63. (b).-Igual que la figura anterior, pero para el EGO G59.79+0.63.

G330.03+1.05

Este objeto es mencionado en los catálogos de Contreras et al. (2013) y Urquhart et al.(2014), los parámetros reportados para el grumo de polvo asociado a esta fuente enestos artículos son: un diámetro mayor y menor de 44” y 15”, respectivamente y unradio efectivo de 57”.

En nuestras observaciones la emisión de SiO muestra correspondencia con las fuentespuntuales y verdes, prolongándose de noroeste a sureste, como se puede apreciar en lafigura 3.23.

81

G330.03+1.05

1.11 pc

De

clin

aci

ón

Ascención Recta

✭❛✮

G330.03+1.05 SiO (5�4)

Velocidad (kms-1)

TA

* [K

]

✭❜✮

❋✐❣✉r❛ ✸✳✷✸✿ (a).- Igual que la figura anterior, pero para el objeto G330.03+1.05. (b).-Igual que la figura anterior, pero para el objeto ATLASGAL G330.03+1.05.

G331.38+0.15

Este objeto, de igual modo que en el caso anterior, solo es mencionado en los catálogosde grumos densos de polvo de Contreras et al. (2013) y Urquhart et al. (2014), enlos que está clasificado como un núcleo denso con alta probabilidad de desencadenarformación estelar. Los parámetros reportados en estos trabajos para este objeto son: undiámetro mayor y menor de 50” y 16”, respectivamente, y un radio efectivo de 71”.

La emisión de SiO en esta fuente es extendida y de morfología no estirada, aunquesi concordante con la emisión intensa a 4.5µm, que se dispersa en forma de fuentescompactas y verdosas. Esto es mostrado en la figura 3.24.

82

G331.38+0.15

0.30 pc

De

clin

aci

ón

Ascención Recta

✭❛✮

G331.38+0.15 SiO (5�4)

TA

* [K

]

Velocidad (kms-1)

✭❜✮

❋✐❣✉r❛ ✸✳✷✹✿ (a).- Igual que la figura anterior, pero para el objeto G331.38+0.15. (b).-Igual que la figura anterior, pero para el objeto ATLASGAL G331.38+0.15.

83

3.4. Parámetros de la línea

Con la finalidad de caracterizar las propiedades de la región a través de la emisión deSiO, como primer paso se analizaron las propiedades de la línea hacia la región centralde apuntado. En dos de nuestros casos, se monitoreó la emisión en la zona de mayorintensidad detectada dentro del mapa y no la región central. Esto con el fin de sercongruentes en el análisis de las regiones, ya que nuestro apuntado mostró discrepanciacon el realizado en el trabajo de Csengeri et al. (2016). La correspondencia de los datoses necesaria para la correcta realización de cálculos y análisis de parámetros físicos.

Los parámetros de la línea de SiO (J=5→4) y (J=8→7) se muestran en la tabla 3.3.

Nombrev0 ∆v

∫

Tmbdv σJ=n→n−1

[kms−1] [kms−1] [K kms−1] [K kms−1]

G19.88-0.53 47.0 [36.0; 59.0] 2.44 0.11G23.01-0.41∗ 78.3 [50.0; 95.0] 1.45 0.20G23.96-0.11∗ 71.7 [48.0; 93.0] 0.70 0.23G34.41+0.24 57.3 [30.0; 77.0] 3.39 0.19G34.26+0.15 58.6 [40.0; 111.0] 12.99 0.48G34.39+0.22∗ 56.1 [36.0; 75.0] 2.49 0.52G35.13-0.74∗ 33.2 [-7.0; 41.0] 1.76 0.24G40.28-0.22 71.6 [51.0; 95.0] 2.69 0.18G45.47+0.05∗ 62.0 [44.0; 68.0] 1.69 0.11G59.79+0.63∗ 33.4 [22.0; 52.0] 0.18 0.11G327.29-0.5 -45.0 [-60.0; -25.0] 11.60 0.30G328.81+0.6 -42.3 [-60.0; -28.0] 12.20 0.29G333.13-0.4 -50.0 [-62.0; -28.0] 8.97 0.27G353.41-0.3 -17.0 [-40.0; 5.0] 9.18 0.36G351.77-0.5 -3.0 [-41.0; 18.0] 28.98 0.31G340.97-1.0 -25.0 [-40.0; -5.0] 10.59 0.25G351.45+0.6 -5.0 [-41.0; 30.0] 31.83 0.38G337.92-0.4 -38.0 [-55.0; -22.0] 11.44 0.59G331.38+0.1∗ -45.0 [-55.0;-30.0] 0.77 0.25G330.03+1.0∗ -48.0 [-60.0;-38.0] 1.57 0.33

G351.77-0.54 -3.0 [-22.0; 3.0] 11.79 0.35G340.97-1.02 -25.0 [-27.5; -18.50] 1.14 0.22G351.45+0.66 -5.0 [-25.0; 3.0] 4.82 0.25

❚❛❜❧❛ ✸✳✸✿ (Arriba) Parámetros de línea de la transición SiO (J=5→4) conseguidos apartir de las observaciones de los telescopios IRAM y APEX. Para los objetos existentesen la muestra de Csengeri et al. (2016) se tomaron los mismos intervalos de integraciónpara calcular la intensidad integrada. (Abajo) Parámetros de línea de la transición SiO(J=8→7) conseguidos a partir de las observaciones del telescopio APEX para tres de losobjetos meridionales de nuestra muestra. (∗) Estos objetos no muestran componentes deemisión intensa en las alas. (a) Este objeto se observó como apuntado único.

84

CAPÍTULO 4

ANÁLISIS

La emisión de SiO es excitada mediante choques. Es por ello que la aproximación deconsiderar que estas zonas se encuentran en equilibrio termodinámico local (LTE, por

sus siglas en inglés “Local Thermodynamic Equilibrium”) puede considerarse comoválida.

Un sistema en LTE tiene la propiedad de que la evolución de sus parámetros cambiantan lentamente en el tiempo, que de algún modo se podría asumir que está en equilibriotermodinámico (TE, por sus siglas en inglés “Thermodynamic equilibrium”). Estoes posible debido a que la materia está en equilibrio entre sí, pero desacoplada de laradiación.

Esto se logra siempre y cuando el camino libre medio de fotones y partículas sea menorque la distancia en la que la temperatura tiene un cambio apreciable. Es decir, cualquiercambio en las características de la radiación debe transmitirse inmediatamente a lamateria y viceversa.

En la realidad, las regiones que se encuentran en LTE, poseen una densidad de materiay un campo de radiación muy grandes. Esto hace que los caminos libres medios seanpequeños, creando un efecto de aislamiento en las diversas zonas con temperaturasdistintas.

La mejor aproximación a un sistema en LTE se da en las regiones donde las colisionesson importantes, es decir, el estado energético de las partículas está dominado por

85

colisiones.

4.1. Coherencia en los datos multi-transición

Para poder calcular la temperatura de excitación de una región necesitamos al menos dedos transiciones de la misma molécula, para que, (considerando LTE), podamos a partirde ellas obtener el valor de razón de densidades de poblaciones entre niveles, las cualesson necesarias para describir la distribución de Boltzmann, y poder de ella obtener latemperatura de excitación.

En nuestras observaciones sólo se cuenta con la observación de la transición SiO(J=5→4) para el caso de las observaciones de IRAM. Y en el caso de APEX se cuentacon las transiciones SiO (J=5→4), para la mayor parte de las fuentes, mientras quepara tres de ellas se tienen observaciones de la transición tanto SiO (J=5→4) comoSiO (J=8→7).

Para las observaciones realizadas mediante el telescopio IRAM, se buscó en literaturareportes de integraciones de línea de otras transiciones, de la molécula de SiO. Losvalores tomados fueron los reportados por Csengeri et al. (2016), en donde se reportala intensidad integrada de la tranisción SiO (J=2→1) para todas las fuentes de esta submuestra. Los valores obtenidos se muestran en la tabla 4.1.

Objeto

∫

Tmb σTmb

[K kms−1] [K kms−1]

G19.88-0.53 6.08 0.21G23.01-0.41 8.02 0.37G23.96-0.11 7.53 0.25G34.41+0.24 15.52 0.2G34.26+0.15 13.58 0.37G34.39+0.22 16.65 0.19G35.13-0.74 12.47 0.37G40.28-0.22 16.67 0.37G45.47+0.05 6.42 0.25G59.79+0.63 3.33 0.25

❚❛❜❧❛ ✹✳✶✿ Parámetros de línea de la transición SiO (J=2→1) reportados por Csengeriet al. (2016)

Las integraciones de este extenso catálogo fueron realizadas mediante un apuntadoúnico en la posición de interés. Mediante el instrumento EMIR, en el telescopio IRAM.El cual tiene un rango de frecuencia de operación de 84 a 117 GHz, con una resolución

86

en velocidad que va de 0.68 a 0.51 kms−1.

Al realizar un análisis multi-transicional hay que mantener presente las diferenciasobservacionales sobre cada línea, y ajustar estos parámetros de manera queconcuerden y definan la misma región espacial, a la misma resolución.

Resolución angular

Un parámetro fundamental para que el cálculo de la temperatura de excitación seacorrecto, es que el ancho del haz para las observaciones de las dos transiciones seacongruente. Con lo que la integración de línea caracterizaría el grado de excitación dela región en ambos casos. Para la transición SiO (J=2→1) el telescopio IRAM ofreceun ancho de haz de 29”.

Siendo que las observaciones del telescopio IRAM poseen una mejor resolución parala transición SiO (J=5→4) (11.9”), se realizó un ajuste de ancho de haz. Esto genera unsuavizado en los datos, lo cual se utiliza en diversas situaciones, como el aumento enla señal a ruido para emisión extendida. La figura 4.1, muestra el mapa integrado parala región de formación estelar G19.88-0.53, tanto para la resolución a 11.9” como elmapa tras el suavizado hacia un ancho de haz de 29”. Este proceso se realizó también enlas tres fuentes meridionales en donde las observaciones de la transición SiO (J=8→7;θHPBW ∼ 19”) fueron suavizadas hasta la resolución de la transición SiO (J=5→4;θHPBW ∼ 30”).

Debido a que el tamaño de haz es un parámetro que puede ser definido por el usuariodentro del software GILDAS, el suavizado simplemente constó en definir el tamaño deancho de haz como 29”. Con esto las comparaciones entre diferentes transiciones de lamisma región y molécula pueden decirse congruentes.

Apuntado

En este trabajo la información de la integración de Tmb sobre velocidad en latransición SiO (J=2→1) ha sido tomada de la literatura. Es por ello, que paracaracterizar la temperatura de excitación se debe de corroborar que el apuntado sobreestas fuentes esté orientado hacia las mismas coordenadas que las nuestras.

En nuestra muestra, dos de las fuentes presentaron un apuntado que discrepa con elreportado por Csengeri et al. (2016), sin embargo nuestras observaciones, al cubrir unaregión de 40”, también cubren esa área. Así que en estos casos se tomó el apuntadohacia las coordenadas reportadas, y, a partir de la integración de intensidad con losanchos de haz congruentes fue que se procedió a realizar cálculos posteriores. Para los

87

4.2. Propagación de errores

Cuando una variable dependiente X es función de una o más variables que son medidas,es altamente recomendable determinar cómo se propagan las incertidumbres a partir delas variables medidas a la variable dependiente. Esto nos permite proporcionar un rangode fiabilidad del parámetro obtenido.

La forma en que se asoció la desviación estándar (σ), de las mediciones individualescon la incertidumbre en cada parámetro físico calculado, fue mediante la ecuación:

σ2x = σ2

u

(

δx

δu

)2

+ σ2v

(

δx

δv

)2

+ σ2w

(

δx

δw

)2

... (4.1)

En donde x es una función con variables independientes u, v, w. Esta ecuación fueutilizada para asociar los errores correspondientes a cada parámetro encontrado.

4.3. Densidad columnar

En LTE, La densidad columnar está relacionada con la profundidad óptica y con lascaracterísticas intrínsecas de emisión y absorción de la molécula. Las cuales están dadaspor los coeficientes de Einstein.

Con base en la densidad columnar de partículas excitadas en el nivel superior. Laprofundidad óptica puede expresarse como:

τν =Aulc

3

8πν3ul

(

exp( hνulkTex

− 1)

)

Nuφ(ν) (4.2)

Donde φ(ν), representa el perfil de la línea, el cual se puede relacionar con laprofundidad óptica como:

τνul = τ0∆Veqφ(ν) (4.3)

Donde τ0 es la profundidad óptica en el centro de la línea (≅ τmax), ∆Veq representa elancho equivalente de la línea en velocidad, y φ(ν) denota el perfil de frecuencia.

Utilizando 4.3, y sustituyendo en 4.2, obtenemos:

89

τ0∆Veq =Aulc

3

8πν3ul

(

exp( hνulkTex

− 1)

)

Nu (4.4)

Y, considerando la aproximación o Ley de Rayleigh-Jeans, en donde:

hν << kT : exp( hν

kT− 1)

→ 1 +hν

kT(4.5)

Obtenemos:

τ0∆Veq =Aulc

3

8πν2ul

(

h

kTex

)

Nu (4.6)

Esta aproximación es buena para ondas de radio, sin embargo, en el sub-mm, Tex nocorresponde a una temperatura física, incluso si la emisión es térmica.

Despejando de la ecuación (4.6), podemos encontrar la densidad columnar del estadosuperior. Y, si además consideramos que la emisión es ópticamente delgada, entoncesla densidad columnar del estado superior se describe como:

Nu =8πkν2

ul

Aulhc3Tex∆Veq (4.7)

Si consideramos que la fuente llena el haz, que es una asunción común (ej. Wilson et al.2009), podemos decir que: Texτ ∼= Tmb. Y a su vez podemos decir que Tmb ≈ TA siexiste una opacidad grande (Iν ≈ Bν(Tex)).

Usando estas consideraciones podemos relacionar la densidad columnar directamentecon la Tmb. La ecuación resultante tiene la forma:

Nu =8πkν2

ul

Aulhc3

∫

Tmbdv (4.8)

Normalmente las observaciones entregan la intensidad de emisión en temperatura deantena estrella (T ⋆

A). La conversión para ir de T ⋆A a Tmb está definida mediante la

siguiente ecuación:

Tmb =

(

Feff

Beff

)

× T ⋆A (4.9)

90

Donde Feff es la eficiencia adelantada y Beff es la eficiencia de haz.

A partir de la ecuación 4.8, se calculó la densidad columnar para todas las fuentes enla transición SiO (J=5→4). Además, se calculó la densidad columnar en otrastransiciones, para las fuentes en las que se tenía información apropiada.

Error en la densidad columnar

Como primer paso se calculó la varianza asociada a la densidad columnar en los dosniveles energéticos, superior e inferior.

Retomando la ecuación de densidad columnar 4.8, podemos decir que sólo un valorposeé una incertidumbre debido a fluctuaciones aleatorias en la medición, y éste es laintegración en Tmb.

El error asociado a la Tmb, parte a su vez del error asociado a la T ⋆A. El cual se define

como:

RMSTmb=

√

Vmax − Vmin

∆ν×∆ν × rmsT ⋆

A(4.10)

Aplicando la ecuación 4.1, a la ecuación de Tmb (4.9). Tenemos:

σ2Tmb

= σ2T ⋆

A

(

δTmb

δT ⋆A

)2

(4.11)

La ecuación que describe la densidad columnar de una transición (4.8) está compuestapor dos partes. La primera, que tiene un valor numérico que describe las propiedadesintrínsecas de la molécula. Y la segunda, que caracteriza la emisión que provocan estasmoléculas (

∫

Tmb).

En este sentido podemos asumir la primera parte como una constante (K), y, tomandola variable Tmb como la variable que sufre de errores estadísticos tenemos que:

σ2Nu

=

(

δNu

δTmb

)2

σ2Tmb

σ2Nu

=

(

δKTmb

δTmb

)2

σ2Tmb

(4.12)

91

Para finalmente obtener el error asociado a Nu debido al error en la temperatura de hazprincipal (σTmb

).

σ2Nu

= K2σ2Tmb

(4.13)

Donde K toma el valor de 8πkν2ul/Aulhc

3.

A partir de la ecuación 4.13. Además, se calculó el error asociado a cada densidadcolumnar. Los resultados se muestran en la tabla 4.2.

Nombre N(J=8→7)) N(J=5→4) N(J=2→1)) σN(J=8→7) σN(J=5→4) σN(J=2→1)

G19.88-0.53 - 2.56E+11 4.02E+12 - 1.91E+10 1.05E+11G23.01-0.41 - 1.23E+11 3.77E+12 - 3.45E+10 1.85E+11G23.96-0.11 - 5.98E+11 7.77E+12 - 4.14E+10 1.25E+11G34.41+0.24 - 2.29E+12 6.80E+12 - 3.35E+10 1.00E+11G34.26+0.15 - 4.38E+11 8.34E+12 - 8.39E+10 1.85E+11G34.39+0.22 - 3.09E+11 6.24E+12 - 9.12E+10 9.51E+10G35.13-0.74 - 4.30E+11 3.04E+12 - 4.24E+10 1.85E+11G40.28-0.22 - 4.73E+11 8.35E+12 - 3.22E+10 1.85E+11G45.47+0.05 - 2.98E+11 3.22E+12 - 2.02E+10 1.25E+11G59.79+0.63 - 3.18E+10 1.67E+12 - 1.92E+10 1.25E+11G327.29-0.58 - 2.05E+12 - - 5.31E+10 -G328.81+0.63 - 2.15E+12 - - 5.13E+10 -G333.13-0.43 - 1.58E+12 - - 4.75E+10 -G353.41-0.36 - 1.62E+12 - - 6.38E+10 -G351.77-0.54 1.26E+12 5.11E+12 - 3.70E+10 5.51E+10 -G340.97-1.02 1.22E+11 1.87E+12 - 2.34E+10 4.37E+10 -G351.45+0.66 5.13E+11 5.61E+12 - 2.62E+10 6.70E+10 -G337.92-0.48 - 2.02E+12 - - 1.04E+11 -G331.38+0.15 - 1.36E+11 - - 4.41E+10 -G330.03+1.05 - 2.76E+11 - - 5.79E+10 -G333.47-0.17 - 1.34E+11 - - 1.24E+10 -

❚❛❜❧❛ ✹✳✷✿ Compilación de densidades columnares para las diferentes transiciones deSiO, en todos los casos se asumió LTE y que la emisión es ópticamente delgada. Para lasfuentes en que se contaba con más de una transición se llevó a cabo el cálculo de la Tex

correspondiente, para los otros casos una Tex fue asumida (9.76 K).

4.4. Temperatura de excitación

Partiendo de la premisa de que la región se encuentra en LTE. Definimos la temperaturade excitación (Tex), como la temperatura que caracteriza la población de los niveles

92

energéticos. Y dado que la región se encuentra dominada por choques (C2−1 >> A2−1),entonces Tex → Tk.

La temperatura de excitación posee un valor “ficticio”, desde el punto de vista en queno tiene una representación física, (salvo en LTE), sino que describe la relación entrela población de niveles para una región en LTE. Esto quiere decir que incluso podríatomar valores negativos, siempre y cuando exista una inversión de niveles, es decir, unnivel de energía mayor se encuentre más poblado que un nivel de menor energía, eldenominado efecto máser.

En LTE la población de los niveles esta descrita por la ecuación de Boltzmann

nu

nl

=guglexp

(−(Eu − El)

kTex

)

(4.14)

En este caso, la población de los niveles nl y nu están asociadas mediante un valorde Tex. El cual encontramos simplemente despejando de la ecuación 4.14. Con lo cualtenemos que:

Tex = − ∆Ei

k ln

(

nuglnlgu

) (4.15)

Este parámetro se calculó para todas las fuentes del hemisferio norte, y para algunas delhemisferio sur. La condición para lograrlo en que se tuvieran las intensidades integradasde más de una transición.

Error en la temperatura de excitación

El error asociado a las densidades columnares (calculado en la sección 4.3), se propagadirectamente hacia la temperatura de excitación, ya que como vemos en la ecuación4.15, las únicas cantidades que poseen una incertidumbre asociada, son las densidadescolumnares. Esto tanto en el nivel energético superior, como en el inferior.

Considerando los demás factores involucrados en Tex como constantes nos hemospermitido excluirlos de la derivación de errores, por lo que el error asociado a latemperatura de excitación toma la forma siguiente:

Tex =ξ

ln((nu/nl) ∗ ζ)(4.16)

93

En donde ξ corresponde a (−(Eu − El)), y ζ a gl/gu. Aplicando la ecuación 4.1, en4.16, tenemos:

σ2Tex

=

(

δTex

δnu

)2

σ2nu

+

(

δTex

δnl

)2

σ2nl (4.17)

Para finalmente obtener:

σ2Tex

=

( −ξ

nu(ln(nu) + ln(ζ/nl))

)2

σ2nu

+

(

ξ

nl(ln(nl)− ln(ζnu))

)2

σ2nl (4.18)

4.5. Densidad columnar total

La función de partición (Z), relaciona la población de un estado particular J, con lapoblación total.

N(J)/N(tot) =2J + 1

Zexp

[

− hBeJ(J + 1)

kT

]

(4.19)

Z, se define como la suma de todos los estados (J), de la función de partición. Silos estados excitados vibracionalmente no se encuentren poblados, entonces Z puedeexpresarse como:

Z =∞∑

J=0

(2J + 1)exp

[

− hBeJ(J + 1)

kT

]

(4.20)

A partir de 4.19, podemos decir que la población total (N(tot)), puede ser obtenida apartir de la densidad de columna obtenida para un nivel específico (N(J)), dividido porla fracción respecto a la población total en dicho nivel.

N(tot) = N(J)Z

2J + 1exp

[

hBeJ(J + 1)

kT

]

(4.21)

Esta fracción es válida bajo la asunción de que todos los niveles están poblados bajocondiciones de LTE. Para una temperatura T, la población incrementará como 2J + 1,

94

hasta que la energía sobre el estado base llegué a ser grande comparada con T. Entonces,el exponencial negativo llega a ser un factor significativo, con lo cual la población caerápidamente.

Si la temperatura es grande comparada con la separación entre los niveles energéticos,entonces la suma puede ser aproximada por:

Z ≈ kT

hBe

↔ hBe ≪ kT (4.22)

Donde Be es la constante rotacional, y es asumido que la población está caracterizadapor una sola temperatura, con lo que la distribución de Boltzmann es válida.

Para las fuentes del telescopio IRAM, la condición hBe ≪ kT cumple en todos loscasos. En promedio hBe sólo es ∼14.51% de kT . Como se observa en la tabla 4.3.

Nombre hBe kT %hBevs.kT

G19.88-0.53 1.44E-16 1.26E-15 11.44G23.01-0.41 1.44E-16 9.75E-16 14.76G23.96-0.11 1.44E-16 8.20E-16 17.54G34.41+0.24 1.44E-16 1.03E-15 13.97G34.26+0.15 1.44E-16 1.84E-15 7.82G34.39+0.22 1.44E-16 9.25E-16 15.56G35.13-0.74 1.44E-16 9.10E-16 15.81G40.28-0.22 1.44E-16 9.44E-16 15.24G45.47+0.05 1.44E-16 1.09E-15 13.20G59.79+0.63 1.44E-16 7.27E-16 19.79

❚❛❜❧❛ ✹✳✸✿ Comparación entre los parámetros hBe y kT para las fuentes observadascon el telescopio IRAM.

En las fuentes observadas con APEX se observó que la aproximación (4.22), esigualmente válida. En este caso hBe es en promedio ∼9.53% de kT Tabla 4.4.

Para cada temperatura de excitación se obtuvo la función de partición correspondiente.Esto mediante la suma consecutiva de Z contra el nivel energético J. Esta suma tendráun máximo a partir del cual los niveles ya no contribuyen a la población total. Almomento que la sumatoria llega a su máximo, se puede decir que este es el valor de lafunción de partición (figura 4.2).

El valor de la función de partición fue calculado para las fuentes en las que se contabacon más de una transición, de acuerdo con su temperatura de excitación. Para el resto

95

Nombre hBe kT %hBevs.kT

G351.77-0.54 1.44E-16 3.10E-15 4.64G340.97-1.02 1.44E-16 1.84E-15 7.80G351.45+0.66 1.44E-16 2.06E-15 7.00

Otrosa 1.44E-16 1.35E-15 10.68

❚❛❜❧❛ ✹✳✹✿ Comparación entre los parámetros hBe y kT para las fuentes observadascon el telescopio APEX. Se muestran las tres fuentes en las que se logró obtener latemperatura de excitación. (a) Comparación para las fuentes en que se asumió una Tex=9.76K (promedio).

0 5 10 15 20 25

J

2

3

4

5

6

7

8

9

10

Z

Funcion de particion acumulativa

Tex=9. 76[K]

❋✐❣✉r❛ ✹✳✷✿ Gráfico acumulativo de Z como función del nivel energético J, para unatemperatura de excitación de 9.76K. A esta temperatura los niveles J &6 no seencuentran poblados, y la función de partición tiene un valor de 9.71.

de los objetos se tomó una temperatura de excitación promedio de 9.76 K.

A partir de esto, si asumimos que todos los niveles se encuentran poblados bajo lacondición de LTE. Podemos calcular la densidad de columna total mediante la ecuación(4.21).

Considerando entonces los factores mostrados en la tabla 4.5 para Tex, nu y Z se calculópara toda nuestra muestra la densidad columnar total de SiO. Los resultados se muestranen la tabla 4.9.

96

Nombre Tex σTexZ

G19.88-0.53 9.10 0.19 9.07G23.01-0.41 7.06 0.28 7.12G23.96-0.11 5.94 0.48 6.05G34.41+0.24 7.46 0.13 7.50G34.26+0.15 13.33 0.32 13.13G34.39+0.22 6.70 0.37 6.77G35.13-0.74 6.59 0.24 6.67G40.28-0.22 6.84 0.13 6.91G45.47+0.05 7.89 0.20 7.91G59.79+0.63 5.27 0.67 5.40G351.77-0.54 22.44 0.36 21.87G340.97-1.02 13.36 0.79 13.16G351.45+0.66 14.89 0.27 14.63Otros* 9.76 4.93 9.71

❚❛❜❧❛ ✹✳✺✿ Función de partición para las fuentes en las que se tenía información de másde una transición. (*) Función de partición calculada para la temperatura de excitaciónpromedio. Se asumió esta Tex en los casos en que se obtuvo información sólo de unatransición.

Error en la densidad columnar total

En este caso la ecuación de densidad total es función de la temperatura de excitación yla densidad columnar nu. Por lo que para calcular su error aplicamos la ecuación 4.1 en4.21, mediante lo cual obtenemos:

σ2Ntot

=

(

δNtot

δnu

)2

σ2nu

+

(

δNtot

δTex

)2

σ2Tex

(4.23)

Lo que denota finalmente al error asociado a Ntot como:

σ2Ntot

=

(

Z

guexp

{

Eu

Tex

}

)2

σ2nu

+

(

nu ∗ Zgu

−Eu

T 2ex

exp

{

Eu

Tex

}

)2

σ2Tex

(4.24)

97

respecto a H2.

4.7. Masa en las alas rojas y azules

Para cada fuente es importante no sólo saber qué cantidad de H2 se encuentra asociadaal sistema mediante la emisión total integrada. Sino que también es importantecaracterizar la cantidad de material que está siendo violentamente expulsado poracción de la proto-estrella central.

Para esto se integró sobre el intervalo de velocidades más alejadas de la velocidadcentral, que además conservasen suficiente intensidad de emisión (T ⋆

A > 4σ).

Estos flujos trazan las zonas más energéticas y normalmente se han asociado, segúnsu velocidad, hacia las alas de dicho flujo o hacia los chorros colimados si es que lavelocidad es muy alta ( v∼100 kms−1)

Para el cálculo de la masa en las alas, se procedió de manera similar a lo descrito en lasección 4.6. Sin embargo, cabe recalcar que se han tomado algunas consideraciones.

Se ha asumido que la región tiene la misma temperatura de excitación que lacalculada mediante la observación de un sólo apuntado de la región central.

Se considera que estas regiones también se encuentran en LTE.

Los intervalos de integración mostrados en las tablas 4.6 y 4.7, representan lasintegraciones mostradas en los mapas de la sección 3.3.

Error en la masa

El valor de la masa también acarrea un error, y el cual es agrandado debido a la nadadespreciable incertidumbre en las distancias cinemáticas.

En este caso, tras aplicar la ecuación 4.1 a la ecuación para la obtención de masa (4.25)tenemos que la incertidumbre asociada a la masa presenta el siguiente comportamiento:

σ2mH2(tot)

=

(

δmH2

δD

)2

σ2D +

(

δmH2

δN(tot)

)2

σ2N(tot) (4.26)

99

NombreV0 Ala azul Ala roja M(H2)a M(H2)b M(H2)c

[kms−1] [∆kms−1] [∆kms−1] [M⊙] [M⊙] [M⊙]

G19.88-0.53 47.00 [36.64; 41.53] [50.88; 103.96] 822.34 60.84 185.50G34.41+0.24 57.30 [45.65; 50.83] [68.95; 75.42] 2075.11 170.51 141.27G34.26+0.15 58.60 [48.24; 53.42] [66.37; 83.20] 1020.95 78.42 374.85G40.28-0.22 71.60 [52.00; 62.00] [76.00; 90.00] 2626.77 221.67 1614.78G327.29-0.58 -45.00 [-54.70; -52.12] [-35.21; -31.41] 4018.74 272.17 34.30G328.81+0.63 -42.33 [-55.00; -47.47] [-35.82; -30.64] 455.94 241.48 75.94G333.13-0.43 -50.00 [-64.89; -57.12] [-40.29; -33.82] 2963.10 499.53 405.62G353.41-0.36 -17.00 [-30.59; -22.83] [-12.43; -3.41] 8767.64 891.82 1022.62G351.77-0.54 -3.00 [-23.06; -15.00] [11.89; 15.77] 222.74 19.86 7.53G340.97-1.02 -25.00 [-32.77; -28.00] [-15.94; -9.47] 1104.16 161.49 124.94G351.45+0.66 -5.00 [-41.00; -12.00] [3.00; 23.00] 508.80 128.18 84.03G337.92-0.48 -38.00 [-53.53; -49.65] [-31.53; -9.00] 5561.38 474.87 3298.38G351.77-0.54∗ -3.00 [-11.00; -8.00] [0.88; 4.77] 107.80 10.23 23.44

❚❛❜❧❛ ✹✳✻✿ Masa calculada para los objetos que mostraron alas con emisión sobre 4σpara la transición SiO (J=5→4) y (J=8→7). (∗) Se muestran los intervalos de integracióntanto para el ala azul como para el ala roja, así como también la masa encontrada paralas integraciones respectivas. (a) Representa la masa calculada a partir de la integracióncompleta de la línea sobre el punto de emisión máximo, tomando los parámetros usadospor Csengeri et al. (2016). (b) y (c) Muestran la masa obtenida para el área abarcada porla emisión sobre 4σ en el ala azul y roja, respectivamente. Los intervalos de integraciónse muestran en la segunda y cuarta columna.

NombreV0 Intervalo Int. M(H2) [Int]

[kms−1] [∆kms−1] M⊙

G23.01-0.41 78.30 [71.00; 93.00] 1178.36G23.96-0.11 71.70 [70.00; 82.00] 1522.65G34.39+0.22 56.10 [52.00; 62.00] 2367.14G35.13-0.74 33.20 [31.00; 38.00] 727.39G45.47+0.05 62.00 [59.00; 65.00] 2023.54G59.79+0.63 33.40 [31.00; 37.00] 1136.69G331.38+0.15 -45.00 [-47.00; -41.00] 252.94G330.03+1.05 -48.00 [-54.00; -44.00] 4998.26G340.97-1.02∗ -25.00 [-27.59; 8.50] 1253.43G351.45+0.66∗ -5.00 [-7.50; 0.00] 212.52

❚❛❜❧❛ ✹✳✼✿ Masa calculada para los objetos que no mostraron alas para la transiciónSiO (J=5→4) y (J=8→7). (∗) En este caso se integró sobre el intervalo central de laemisión de acuerdo a lo mostrado en la segunda columna.

Retomando la ecuación 4.25, podemos escribir esta incertidumbre como:

σ2mH2(tot)

=

(

θ22DmH2N(tot)

(

SiO

H2

))2

σ2D +

(

θ2D2mH2

(

SiO

H2

))2

σ2N(tot)

(4.27)

100

Debido a que el error en la distancia sólo es reportado para algunas fuentes, en estoscasos se tomó una incertidumbre nula, lo que causa que el error propagado estésubestimado, o puede considerarse un límite inferior.

4.8. Luminosidad de SiO

Para una fuente que radía de manera isotrópica, podemos decir que dicha radiación sedistribuye en una esfera de radio 4πr2. Donde r es la distancia entre el observador y lafuente emisora.

Con base en esto podemos decir que la luminosidad está dada como:

Lν = 4πr2Fν (4.28)

Para nuestra muestra se obtuvieron los flujos integrados de la línea, tanto en el casode la transición (J=5→4), como para la (J=8→7). Dicha integración fue obtenida enunidades de T ⋆

A.

Esta temperatura está relacionada con el flujo de la fuente, mediante el coeficiente deconversión (Kelvin a Jansky [Jy/K]), el cual como su nombre lo indica, relaciona ladensidad de flujo con la temperatura de antena para una fuente puntual, y depende delas características principales de recepción de la antena, como la eficiencia delantera(Forward Efficiency Feff ), la Eficiencia de apertura (Aperture Efficiency ηA) y el áreaefectiva (Effective Area Ae). De tal manera que el factor Sν/T

⋆A está definido como:

Sν/T⋆A =

2κ

Ae

Feff

ηA(4.29)

Donde el factor k depende del modo de observación. Para el método de "PosiciónIntermitente" (Position Switching), κ =2.

Este factor Sν/T⋆A, se encuentra bien definido para cada banda y telescopio. De acuerdo

a los sitios web oficiales de los telescopios IRAM y APEX, los factores de conversiónpara las bandas utilizadas se despliegan en la tabla 4.8.

Una vez obtenido el flujo en Janskys, se calculó la luminosidad en cada longitud deonda observada en la muestra. Los resultados se muestran en la tabla 4.9.

101

Telescopio InstrumentoFrecuencia Sν/T

⋆A

[GHz] [Jy/K]

APEX APEX-1 230 39APEX APEX-2 352 41IRAM HERA 210 7.5

❚❛❜❧❛ ✹✳✽✿ Valores del factor de conversión Flujo/T ⋆A, para los telescopios y las

frecuencias utilizadas.

Error en la luminosidad de SiO

Las variables que contribuyen al error de la luminosidad son: la incertidumbre en ladistancia y en la densidad de flujo.

Para la densidad de flujo, partimos de la integración en intensidad de T ⋆A, mediante los

factores de conversión reportados en la tabla 4.8. Esto nos deja con un flujo integradoen unidades de Jy que fue convertido a ergs−1cm−2Hz−1. Esta conversión también seaplica al error asociado a la T ⋆

A, de tal manera que como resultado tenemos un flujo consu respectivo error en unidades de ergs−1cm−2Hz−1.

De igual manera que en la sección 4.7, la ausencia del error en la distancia genera unasubestimación de la incertidumbre acarreada.

Tras aplicar la ecuación 4.1 a la ecuación de luminosidad (4.28), la incertidumbreasociada obtiene la forma:

σ2Lν

=

(

δLν

δFν

)2

σ2Fν

+

(

δLν

δr

)2

σ2r (4.30)

Más específicamente, esto se puede representar como:

σ2Lν

=

(

4πr2)2

σ2Fν

+

(

4π2rFν

)2

σ2r (4.31)

En la tabla 4.9 se compilan los resultados para los parámetros físicos mencionados enlas secciones anteriores 4.5, 4.6 y 4.8.

102

Nom

bre

Dis

tanc

iaÁ

rea

Ntot

σN

tot

Lv(S

iO)

σLv(S

iO)

MInt♣

σM

Int

[kpc

][rad2]

cm−2

cm−2

ergs−

1ergs−

1M

⊙M

⊙

G19

.88-

0.53

3.31

±0.

34∗

2.72

E-0

81.

10E

+13

±4.

92E

+11

2.40

E+

23±

5.04

E+

2251

9.26

±10

9.18

G23

.01-

0.41

4.58

±0.

26∗

2.64

E-0

81.

39E

+13

±1.

87E

+12

2.73

E+

23±

4.81

E+

2212

20.2

5±

215.

09G

23.9

6-0.

114.

34±

0.27

∗1.

81E

-08

1.31

E+

13±

4.39

E+

121.

18E

+23

±4.

23E

+22

708.

04±

253.

74G

34.4

1+0.

243.

59±

0.36

∗4.

75E

-08

2.70

E+

13±

1.51

E+

123.

93E

+23

±8.

18E

+22

2624

.68

±54

6.58

G34

.26+

0.15

3.64

±0.

36∗

3.55

E-0

82.

85E

+13

+±

1.37

E+

12+

1.54

E+

24±

3.11

E+

2321

32.0

7±

433.

97G

34.3

9+0.

223.

57±

0.36

∗4.

38E

-08

2.87

E+

13±

5.98

E+

122.

84E

+23

±8.

24E

+22

2546

.22

±73

7.76

G35

.13-

0.74

2.34

±0.

38∗

2.72

E-0

82.

15E

+13

±2.

94E

+12

8.63

E+

22±

3.04

E+

2250

8.08

±17

9.08

G40

.28-

0.22

4.97

±0.

58∗

3.24

E-0

82.

88E

+13

±1.

96E

+12

5.95

E+

23±

1.45

E+

2336

65.4

5±

891.

19G

45.4

7+0.

055.

89±

1.74

∗4.

07E

-08

1.12

E+

13±

7.64

E+

115.

26E

+23

±3.

13E

+23

2523

.33

±15

00.7

3G

59.7

9+0.

634.

28±

1.8

∗1.

21E

-08

5.91

E+

12±

3.56

E+

122.

96E

+22

±3.

07E

+22

207.

60±

214.

89G

327.

29-0

.58

3.03

±–a

1.48

E-0

74.

44E

+13

±8.

98E

+12

4.97

E+

24±

1.29

E+

2395

82.2

5±

1936

.34

G32

8.81

+0.

632.

83±

–a7.

39E

-08

4.67

E+

13±

9.43

E+

124.

56E

+24

±1.

09E

+23

4396

.88

±88

7.37

G33

3.13

-0.4

33.

54±

–a9.

36E

-08

3.43

E+

13±

6.96

E+

125.

24E

+24

±1.

58E

+23

6402

.30

±12

97.3

9G

353.

41-0

.36

3.5±

–b1.

33E

-07

3.51

E+

13±

7.18

E+

125.

25E

+24

±2.

07E

+23

9104

.73

±18

59.6

2G

351.

77-0

.54

0.59

±–a

1.18

E-0

74.

09E

+13

±1.

31E

+12

4.71

E+

23±

5.08

E+

2126

7.67

±8.

60G

340.

97-1

.02

2.27

±–a

1.38

E-0

72.

32E

+13

±4.

46E

+12

2.55

E+

24±

5.96

E+

2226

22.1

1±

504.

36G

351.

45+

0.66

0.84

±–a

1.48

E-0

76.

09E

+13

±3.

12E

+12

1.05

E+

24±

1.25

E+

2210

09.9

3±

51.6

9G

337.

92-0

.48

3.1±

–a8.

87E

-08

4.38

E+

13±

9.06

E+

125.

13E

+24

±2.

64E

+23

5932

.65

±12

27.5

7G

331.

38+

0.15

3.09

±–a

8.87

E-0

82.

96E

+12

±1.

13E

+12

3.45

E+

23±

1.12

E+

2339

9.03

±15

1.83

G33

0.03

+1.

0511

.44±

–a6.

41E

-08

6.00

E+

12±

1.74

E+

129.

56E

+24

±2.

01E

+24

7988

.93

±23

17.7

0G

333.

47-0

.17

3.04

±–a

–†

2.90

E+

12±

6.41

E+

113.

27E

+23

±3.

03E

+22

–†–†

❚❛❜❧❛

✹✳✾✿

Res

umen

dere

sult

ados

obte

nido

spa

rade

nsid

ades

colu

mna

res,

lum

inos

idad

ym

asa

ennu

estr

am

uest

ra.(

∗)

Dis

tanc

ias

obte

nida

sde

J.H

.He

et.a

l201

2.(a

)D

ista

ncia

sob

teni

das

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net

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2015

.(b)

Dis

tanc

iaob

teni

dade

O.M

iett

inen

et.a

l.20

06.(

+)

Res

ulta

dono

conc

orda

nte

con

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port

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todo

slo

sca

nale

sce

rcan

osa

lalí

nea∆v∼

100k

ms−

1.

103

4.9. Relación N(tot) contra Lbol/M⊙

Tras compilar datos de luminosidad bolométrica (Urquhart et al. 2014) y masacalculada en base a la emisión de polvo en el sub y milimétrico (Csengeri et al. 2016;Wienen et al. 2015; Miettinen et al. 2006), se buscó la correspondencia entre ladensidad columnar total del SiO contra el cociente LBol/M⊙. El cual es usado comoun indicador del tiempo de evolución del objeto, ya que es esperado que conforme laprotoestrella evoluciona la luminosidad bolométrica vaya incrementado a la vez que lamasa de polvo disminuye debido a que éste es barrido por la fuerte radiación(López-Sepulcre et al. 2011). Para la dispersión de estos datos se encontró unarelación lineal en el espacio log10 de la forma:

y = 0.15x+ 13.20 (4.32)

La dispersión de estos datos presenta un coeficiente de correlación de Spearman derS= 0.25, con un p-value = 0.45, y un coeficiente de Pearson de rP= 0.056 con un p-value = 0.87. Ambos coeficientes concuerdan en que existe una correlación positiva, y,de acuerdo al bajo valor del coeficiente de correlación de Pearson, podemos decir queestos datos presentan una moderada correlación monotónica de acuerdo al coeficientede Spearman. El gráfico de dispersión se presenta en la figura 4.4.

100 101 102 103

log LBol/Mpolvo[L⊙ /M⊙ ]

1013

1014

log N

SiO[cm−3]

NSiO vs LBol/Mpolvo

y=0. 15x+13. 20

❋✐❣✉r❛ ✹✳✹✿ Gráfico comparativo de la densidad columnar total de SiO contra elcociente Lbol/M⊙. La línea discontinua muestra el ajuste lineal realizado.

En estudios anteriores con una muestra mucho mayor se ha confirmado un

104

comportamiento decreciente en esta gráfica (Csengeri et al. 2016), lo que proveé unescenario estadísticamente más robusto.

4.10. Relación LSiO contra contra Lbol/M⊙

En nuestra muestra la luminosidad de SiO muestra un comportamiento decreciente, enel espacio log10, el cual es de la forma:

y = −0.025x+ 23.97 (4.33)

La dispersión de esta sub-muestra posee un coeficiente rS= −0.050 con un p-value=0.89 asociado, y un rP= −0.24, con un p-value= 0.48. La distribución y el ajuste linealse despliega en la figura 4.5.

100 101 102 103

log LBol/Mpolvo[L⊙ /M⊙ ]

1023

1024

1025

log LSiO

(5−4)[ergs−1]

LSiO(5− 4) vs LBol/Mpolvo

y= − 0. 025x+23. 97

❋✐❣✉r❛ ✹✳✺✿ Gráfico comparativo de la luminosidad monocromática de SiO (ν=217.105GHz) contra el cociente Lbol/M⊙. La línea discontinua muestra el ajuste linealrealizado.

Este decaimiento en la luminosidad presenta una p-value alto para el coeficiente deSpearman, por lo que se asocia un comportamiento linealmente correlacionado, queposeé una pendiente pequeña y no muy significativa.

105

4.11. Relación LSiO contra L4.5µm

La relación entre luminosidades entre el infrarrojo cercano a 4.5µm y la luminosidaddel SiO (ν=217.105 GHz) muestra una correspondencia positiva. El ajuste linealrealizado en el espacio log10 tiene la forma:

y = 0.47x+ 13.74 (4.34)

La cual se aprecia en la figura 4.6. Esta distribución muestra un coeficiente decorrelación de Spearman rS= 0.39, con un p-value= 0.16, y un coeficiente decorrelación de Pearson rP= 0.57 con un p-value= 0.034. El gráfico correspondiente semuestra en le figura 4.6.

1019 1020 1021 1022 1023

log L4. 5µm [ergs−1]

1022

1023

1024

1025

log LSiO

(5−4) [ergs−1]

LSiO(5− 4) vs L4. 5µm

y=0. 47x+13. 74

❋✐❣✉r❛ ✹✳✻✿ Gráfico comparativo de la luminosidad calculada en base a la intensidad delínea de SiO (ν=217.105 GHz) contra la luminosidad a 4.5µm. La línea discontinuamuestra el ajuste lineal realizado

Ambos coeficientes concuerdan en que esta dispersión presenta una correlación positivay creciente. Sin embargo, ya que el p-value de Spearman es mayor que el de Pearsonpodemos concluir que la correlación es significativa y linealmente creciente.

Sin embargo, hay que recordar que ambas luminosidades propagan un errorconsiderable y correlacionado entre sí debido a que ambas tienen un factor D2, por loque el grado de dependencia puede dar un resultado alterado. Es por ello que para

106

observar la correlación entre estos parámetros sólo considerando las emisiones, seanalizó el comportamiento entre las intensidades integradas en ambas, figura 4.7.

10-1 100

log S4. 5µm [Jy]

100

101

102

log SSiO

(5−4) [Jy]

SSiO(5− 4) vs S4. 5µm

y=0. 68x+2. 10

❋✐❣✉r❛ ✹✳✼✿ Gráfico comparativo de las intensidades en Jy para la línea a 4.5µm contrala de la línea SiO (ν= 217.105 GHz). La línea discontinua muestra el ajuste linealrealizado.

Este caso apoya la conclusión anterior, ya que a pesar de no incluir el factor de ladistancia se observa una correlación positiva y decreciente. La cual presenta uncomportamiento en el espacio log10 de la forma:

y = 0.68x+ 2.08 (4.35)

Para esta distribución se calculó un coeficiente de correlación rS= 0.27 con unp-value= 0.34, mientras que el rP= 0.59 con un p-value= 0.025. Por lo que en estecaso la correlación es lineal y significativa.

4.12. Relación ancho central contra Lbol/M⊙

De los perfiles de línea se tomó el valor en velocidad de los extremos más alejados a laemisión central que aún conservaran una intensidad significativa sobre el nivel de ruido(&2σ). Este intervalo se tomó, para hacer una comparación contra el cociente Lbol/M⊙.

107

Buscando encontrar una tendencia entre el ancho de línea contra la edad del objeto, elajuste realizado en el espacio semi-log está dado por:

y = −2.97x+ 33.78 (4.36)

Lo cual se puede observar en la figura 4.8.

100 101 102 103

log LBol/Mpolvo[L⊙ /M⊙ ]

0

10

20

30

40

50

60

70

∆v [kms−1]

∆v vs LBol/Mpolvo

y= − 2. 97x+33. 78

❋✐❣✉r❛ ✹✳✽✿ Gráfico comparativo del ancho total de línea en ∆v kms−1, comparada conla relación Lbol/M⊙. La línea discontinua muestra el ajuste lineal realizado.

El ajuste lineal no es apoyado por ninguna de las dos pruebas no paramétricas ya que seencontró para la muestra un rS= 9.1×10−3, con un p-value= 0.98, mientras que presentaun rP= 2.0×10−2, con un p-value= 0.95. Estos altos valores en el p-value acompañadodel nulo valor creciente de ambos coeficientes, se pueden interpretar como que el anchode línea no muestra una correlación significativa con la edad del objeto.

4.13. Relación cociente de lineas contra Lbol/M⊙

Con el fin de comprobar la correlación entre el estado de excitación de la región contrala edad de la fuente se llevó a cabo el análisis de la dispersión entre el cociente de laslíneas de las transiciones SiO (J=5→4) y SiO (J=2→1), contra el cociente Lbol/M⊙. Eneste caso se obtuvo un ajuste pobremente creciente, que en el espacio log10 cuenta conla forma:

y = 5.45× 10−2x− 0.65 (4.37)

108

Contradiciendo este comportamiento se obtuvo un coeficiente rS= −0.036, con un p-value asociado de 0.94, y un coeficiente rP= −0.024, con un p-value de 0.96, amboscasos están de acuerdo en que se presenta un decrecimiento poco pronunciado, y estacorrelación es significativa.

Gráficamente podemos ver que este ajuste está dominado por el alto cociente deexcitación del objeto G34.26+0.15, debido a que este ha sido anteriormente asociado aun evento explosivo (Arce et al. 2007, esto hecho no está plenamente confirmado), serealizó un segundo ajuste ignorando este objeto, ya que es esperado que lascondiciones de excitación para un evento explosivo sean diferentes a las condicionesobtenidas durante la evolución de estos objetos protoestelares. El ajuste en evitandoeste objeto, en el espacio log10 tiene la forma:

y = −6.64× 10−2x− 0.58 (4.38)

La cual presenta una pendiente pequeña y negativa. con un coeficiente rS= −0.49 conun p-value asociado de 0.33, y un rP= −0.11 con un p-value de 0.84, lo que se puedeinterpretar como que esta distribución es viablemente descriptible mediante una funciónlineal con una pendiente negativa pequeña (de acuerdo a los valores de correlación dePearson). Ambos ajustes se muestran en la figura 4.9.

101 102

log LBol/Mpolvo[L⊙ /M⊙ ]

10-1

100

log SiO

(5−

4/2−

1)

SiO(5− 4/2− 1) vs LBol/Mpolvo

y=0. 055x− 0. 65

y= − 0. 066x− 0. 58

❋✐❣✉r❛ ✹✳✾✿ Gráfico comparativo del indicador de excitación SiO(5→4)/(2→1)comparada con la relación Lbol/M⊙. En él se observan dos ajustes, la línea discontinuay azul ajusta a la distribución completa, mientras que la línea naranja ajusta a la muestraexcluyendo al objeto G34.26+0.15 ya que aparenta ser causa de un evento explosivorepentino.

109

4.14. Relación cociente de líneas contra L4.5µm

Evaluando la relación entre el estado de excitación del SiO y la emisión a 4.5 µm, seobtuvo para la dispersión de estos dos parámetros, un ajuste que en el espacio log10tiene la forma:

y = 0.34x− 8.00 (4.39)

Además, este conjunto muestra un coeficiente rS= 0.65, con un p-value de 0.04 y uncoeficiente rP= 0.86 con un p-value de 1.5×10−3. Por lo que se puede concluir queestos datos presentan una correlación creciente, y que es factible describirla medianteuna correlación lineal, ya que muestra un buen grado de significancia.

Este comportamiento se despliega en la figura 4.10, y es una prueba de que la excitaciónde la molécula de SiO y la emisión fuerte a 4.5 µm están relacionadas. Aislado, en laesquina superior derecha se observa el punto correspondiente al objeto G34.26+0.15,cuya excitación es nuevamente sobresaliente.

1020 1021 1022

log L4. 5µm[ergs−1]

10-2

10-1

100

log SiO

(5−

4/2−

1)

SiO(5− 4/2− 1) vs L4. 5µm

y=0. 34x− 8. 00

❋✐❣✉r❛ ✹✳✶✵✿ Gráfico comparativo del indicador de excitación SiO(5→4)/(2→1)comparada con la relación L4.5µm. La línea discontinua muestra el ajuste linealrealizado.

110

4.15. Relación Ntot contra Lbol

Tras realizar un ajuste lineal entre la densidad columnar total del SiO y la luminosidadbolométrica se obtuvo una relación que en el espacio log10 presenta la siguiente forma:

y = 0.15x+ 12.73 (4.40)

Lo cual indica una correlación positiva, como es confirmado por el coeficiente rS= 0.31que en este caso conlleva un valor de p-value= 0.36, por otro lado el coeficiente rP tieneel valor de 0.34, con un p-value asociado de 0.31. En este caso ambos coeficientes decorrelación indican que mientras más luminosos son los objetos centrales se observauna mayor densidad columnar de SiO. Y, debido a que esta densidad es proporcionala la intensidad integrada, se puede decir que mientras más intensa sea la emisión delobjeto central más intensa es la emisión de SiO.

104 105

log LBol[L⊙]

1013

1014

log N

SiO[cm−3]

NSiO vs LBol

y=0. 15x+12. 73

❋✐❣✉r❛ ✹✳✶✶✿ Gráfico comparativo de la densidad columnar de SiO, comparada con laluminosidad bolométrica Lbol.

111

CAPÍTULO 5

DISCUSIÓN

5.1. Flujos de Extrema Alta Velocidad

Recientes detecciones espectrales sobre algunas moléculas han mostrado que los flujosbipolares provenientes de protoestrellas clase 0 presentan comúnmente doscomportamientos cinemáticos, como son: gas de alta velocidad relacionada a unacavidad y gas a velocidades extremas (EHV) relacionada a un chorro colimado(Bachiller et al. 1991). La distinción espectral de estas componentes, en particular laEHV, depende de la proyección del eje del flujo bipolar con respecto al plano del cielo.Sin embargo, de ser identificada espectralmente, esto representa una prueba inambiguade la presencia de un chorro molecular. Esto último resalta la importancia de laidentificación de flujos moleculares con velocidades extremas en protoestrellasmasivas, ya que su identificación presenta una fuerte evidencia de la existencia de unchorro molecular y por lo tanto confirma la similitud con la formación estelar de tiposolar.

Un criterio conservador para considerar un flujo molecular como de alta velocidad escuando el ancho de línea de emisión molecular ostenta movimientos con unavelocidad mayor a 30 kms−1 sobre la velocidad local de reposo (|vmax − vlsr| > 30kms−1 Santiago-García et al. 2009).

Dentro de este análisis espectral, también se ha propuesto la distinción de lascomponentes de estos flujos de acuerdo a la velocidad que presentan. Los intervalos

112

definidos son: ala lenta (|vmax − vlsr| ∼ 10 kms−1), ala rápida (|vmax − vlsr| ∼ 35kms−1) y componente de velocidades extremadamente alta (|vmax − vlsr| ∼ 65 kms−1

(Tafalla et al. 2010).

Morfológicamente hablando, si la emisión es lo suficientemente temprana, el flujopuede observarse como un Chorro Molecular. Estas observaciones trazanprincipalmente el gas ambiental que está siendo acelerado, de manera que permanececomo un enigma el tipo de “viento propulsor” que le da pauta.

En la actualidad los ejemplos de flujos con una componente EHV son escasos. Existenejemplos de ellos hacia regiones de formación estelar de baja y alta masa, aunque se hapropuesto que las más altas velocidades se encuentran hacia las regiones más masivas(Santiago-García et al. 2009).

Ejemplos de estos flujos extra veloces son reportados en la literatura, como se describea continuación.

IRAS 04166+2706.- Este objeto fue estudiado mediante el interferómetro dePlate de Bure (PdBI, por sus siglas en inglés “Plateu de Bure Interferometer”),combinadas con observaciones de antena única realizadas mediante eltelescopio IRAM (Santiago-García et al. 2009). Esta fuente se encuentravinculada con una fuerte emisión milimétrica que no resuelta a la resoluciónangular obtenida (1.4” a 1.3 mm), por lo que el tamaño de la fuente responsablede este flujo es aún más pequeño.

El espectro de altas velocidades muestra un par de picos secundarios en laslíneas de CO (J=2→1) y SiO (J=2→1), los cuales se encuentran corridossimétricamente con una velocidad máxima |vmax − vlsr| ∼ 40 kms−1 . Entre lasprincipales caracteristicas de este claro ejemplo de flujo bipolar tenemos: (1)Laemisión bipolar es simétrica respecto a la fuente milimétrica, (2)muestra un altogrado de colimación en las velocidades más altas y (3)presenta estructurascónicas opuestas en el régimen de bajas velocidades.

L1448.- Este YSO de clase 0 de ∼9 L⊙ fue estudiado en múltiples transicionescon el fin de evaluar si las componentes de alta y baja velocidad del flujoeyectado puede ser descritas por medio de procesos físicos independientes. Estediagnóstico se realizó con la premisa de que, si los flujos de alta y bajavelocidad tienen un origen diferente, este se ve reflejado en las abundanciasquímicas de cada uno (Tafalla et al. 2010). Para esto se observó hacia el lóbulocorrido al rojo del flujo L1448 y hacia el lóbulo azul del objeto IRAS04166+2706, ya que ambos poseen un componente de extremas altasvelocidades. En L1448 la velocidad del pico secundario de varias transicionesmuestra una corrimiento ∆v de |vmax − vlsr| ∼ 70 kms−1, mientras que enIRAS 04166+2706 se observa un ∆v de |vmax − vlsr| ∼ 35 kms−1 (lo cual

113

concuerda con Santiago-García et al. (2009)). Este estudio muestra que lasabundancias en estos dos flujos muestran una buena concordancia por lo que sepostulan como patrones comunes en flujos muy jóvenes

Otro resultado destacado es el enriquecimiento observado de las molecular ricasen oxígeno y el decaimiento de moléculas basadas en carbono en el régimen deextremas altas velocidades (Tafalla et al. 2010).

Como ya hemos indicado, la característica EHV se da gracias a un efecto deproyección. Su importancia radica en la ventaja de poder separar el material moleculardel chorro mismo, sin confundirse con el material ambiente y la cavidad. Es decir, esuna de las herramientas más útiles en la distinción de componentes en los flujosbipolares de etapas tempranas de formación estelar.

El concluir si los chorros moleculares EHV están potenciados por radio chorrostérmicos y la relacionan entre ellos con los MYSOs es un campo estudiado con granauge en la actualidad, no obstante, los ejemplos en los que se ha observado estasasociaciones son escasas. Como ejemplo tenemos:

G331.55-0.11.- Esta radio-fuente ostenta una luminosidad en el lejano infrarrojode ∼3.6×106 L⊙ lo que sugiere que contiene un cúmulo de estrellas masivas.Algunas observaciones mediante APEX han vinculado a esta región uncompacto, masivo y energético flujo molecular. Mientras que otrasobservaciones en el continuo de radio realizadas mediante ATCA han reveladouna radio-fuente localizada al centro de dicho flujo. Debido a las característicasdel flujo se ha propuesto como fuente propulsora una protoestrella con unaluminosidad de 2×105 L⊙ (Bronfman et al. 2008). Las observacionesespectroscópicas dirigidas hacia el centro de emisión a 1.2 mm en la transiciónde CS (J=7→6) muestran emisión corrida al rojo y al azul de −57.2 kms y−127.6 kms−1 respectivamente. Por otro lado la línea de CO (J=7→6) muestracorrimientos al rojo y al azul de |vmax − vlsr| ∼ −16.3 y −175.7 kms−1

respectivamente, por lo que la velocidad máxima respecto al LSR está trazadapor el CO y es ∼80 kms−1. La masa total asociada al gas eyectado es de ∼55M⊙.

Debido al índice espectral de la radio-fuente central, se atribuye a esta unaemisión libre-libre proveniente de un chorro térmico. Esto, aunado a la posicióncentral respecto a los flujos moleculares en que este núcleo de polvo se localiza,lo asocia con la fuente propulsora. Catalogando este objeto como uno de los másluminosos y masivos objetos protoestelares conocidos, el cual impulsa un chorrotérmico y un gran flujo molecular.

IRAS 16547-4247 (G343.126-0.062).- Este objeto ha mostrado la presencia deun radio chorro central, vinculada con la emisión extensa de un flujo bipolar,

114

trazado por dos lóbulos simétricos intensos en la línea de 12CO (J=3→2) queparten de una fuente central intensa en el radio. Asimismo, se reporta para esteobjeto una distancia de 2.9 kpc y una luminosidad bolométrica de ∼6.2×104

L⊙ por lo que se le atribuye contar con una protoestrella clase O8. La masa delnúcleo central se ha estimado en ∼1.3×103 M⊙ (Garay et al. 2007b). Los lóbulospresentan un corrimiento al azul y al rojo casi simétrico con un valor |vmax −vlsr| ∼30 kms−1, y poseen masas de 57 y 54 M⊙ respectivamente.

Nuestra muestra cuenta con un ejemplo claro que cumple el criterio propuesto porBachiller (1996) y retomado por Santiago-García et al. (2009) ( |vmax − vlsr| > 30kms−1), de acuerdo a esto, podemos concluir que el EGO G19.88-0.53 es un flujoEHV, con una velocidad máxima |vmax − vlsr| ∼57 kms−1. Esta velocidad es mayor ala reportada para IRAS 04166+2706 y menor que la observada en L1448.

Se calculó para el apuntado central una densidad columnar deNSiO∼1.10×1013±4.92×1011 cm−2, la cual, sobre la extensión espacial de lascomponentes azul y roja conduce a una masa de mH2 de 60.84 y 185.50 M⊙

respectivamente. Además se obtuvo una luminosidad monocromática de SiO (J=5→4)de 2.40×1023±5.04×1022 ergs−1. Un análisis del mapa de emisión integrada sobretodo el ancho de la línea SiO (J=5→4), acotó que ésta se encuentra en una región de2.72×10−8 rad2 (1157.228 (”)2), la cual contiene 519.26 ±109.18 M⊙.

La distribución espacial de este objeto muestra un claro comportamiento bipolarcompuesto por flujos amplios y con altas velocidades, por lo que es un excelentecandidato para la caracterización de flujos extra veloces. Asimismo, la cercanía de laemisión de mas alta velocidad con el punto de simetría central de la fuente puede darpistas de la química primigenia del viento propulsor cuando se estudie en más detalleotras transiciones moleculares.

Otros objetos con velocidades altas son G351.45+0.66 y G337.92-0.48. Los cualesmuestran velocidades de ∼29 kms−1 sobre la velocidad de reposo observados graciasa sus alas de emisión intensa. Las características hacia el mid-IR de estos dos objetosson muy diferentes. G351.45+0.66 muestra un gran número de fuentes verdes

puntuales, con ninguna emisión central destacada, que pudiera tomarse como causantede estos flujos. G337.92-0.48, por el contrario, muestra emisión verde extendida muyintensa, que incluso parece acompañar a la emisión del SiO hacia la región sureste delmapa.

De manera similar, G34.41+0.24, G34.26+0.15, G40.28-0.22 y G351.77-0.54 muestranuna emisión intensa en las alas. Y presentan velocidades alrededor de ∼20 kms−1.Estos objetos tienen en común la emisión intensa y extendida en el mid-IR, los tresprimeros objetos muestran cercanía con un EGO prominente, mientras que en el casode G351.77-0.54, la emisión en el mid-IR se muestra intensa en todas las bandas no sólo

115

en la de 4.5 µm, sin embargo, existe una fuente puntual ligeramente verdosa, hacia elcentro del apuntado.

Entre los flujos que contienen más masa encontramos a los EGOs: G40.28-0.22,G353.41-0.36 y G337.92-0.48, para los cuales se calcularon masas que exceden las1000 M⊙ en sus componentes corridas al rojo, y tan altas como ∼800 M⊙ en suscomponentes corridas al azul.

Independientemente si los objetos mostraban emisión en la componente de las alas ono, en la mayoría de los casos se observó una correlación espacial entre la emisión dela molécula de SiO con el exceso de flujo a 4.5 µm. La detección de SiO (J=5→4) estápresente en toda la muestra con detección en SiO (J=1→0) y es cercana a un excesoen la emisión a 4.5 µm (. 5”) en ∼85% de los casos y en un ∼70% cercana a ungrumo denso en el continuo de polvo. Estos resultados favorecen la interpretación delos catálogos GLIMPSE como ATLASGAL (tanto EGOs como la emisión de polvomuy denso), como buenos indicadores de formación estelar activa.

En nuestra muestra se observa que en los 3 objetos que no se habían catalogadoanteriormente como EGOs, se pueden observar un conjunto de objetos verdes ycompactos (criterio que pudo haberles costado la exclusión del catálogo deCyganowski et al. (2008)). Por lo que aún hacia estos objetos, se ha podido vercorrespondencia espacial con la emisión verde. Este es el caso de los objetos sureños:G351.45+0.66, G331.38+0.15, y G330.03+1.05.

Los objetos en nuestro catálogo muestran también estar relacionados con regionesvinculadas a la formación estelar masiva. De acuerdo con lo encontrado en literatura20% de estos EGOs muestran estar relacionados con regiones HII, 50% tienenasociada una IRDC, 45% de éstos se relacionan con la emisión máser de H2O, 70%muestran estar asociados a grumos densos detectados en el continuo de polvo y 5%(solamente una fuente), muestra emisión máser de H2CO a 6 cm. Una de las pocasfuentes a esta longitud de onda. La que se piensa, traza las etapas más tempranas deevolución estelar.

Además, varias transiciones de máseres de metanol han sido exploradas sobre estosobjetos, obteniendo que un 60% muestran estar relacionados con la emisión clase I a44 GHz, 20% con la clase I a 95 GHz y 35% de ellos con la emisión máser clase II a6.7 GHz de esta molécula.

Estos porcentajes no son muestra de la neta asociación de los EGOs hacia regionesmasivas de formación estelar, ya que la asociación hacia este tipo de fuentes sólo se hallevado a cabo para ∼10% de la muestra.

Un resumen de las asociaciones hacia estas regiones se presenta en la tabla 5.1.Estudios detallados a múltiples longitudes de onda son necesarios para poder

116

confirmar la asociación de los EGOs a regiones de formación de estrellas masivas parael resto de la muestra de Cyganowski et al. (2008), sobre todo en las regionesmeridionales que han sido pobremente cubiertas en las investigaciones recientes deseguimiento de este catálogo.

Objeto

Región

IRDC

Máser Máser CH3OH Grumo

Clase∗HII H2O 44 95 6.7 [mm][22GHz] [GHz]

G19.88-0.53 - Si Si Si Si Si Si Brillante-IRG23.01-0.41a - No - Si Si Si Si Brillante-IRG23.96-0.11 - No Si Si Si Si - Brillante-IRG34.41+0.24 - Si Si Si - - Si Brillante-IRG34.26+0.15 Si No Si Si - - Si Región HIIG34.39+0.22 - Si Si Si - Si Si Región HII?

G35.13-0.74 No No Si Si Si No No Brillante-IRG40.28-0.22 - Si Si Si - - Si Brillante-IRG45.47+0.05 Si Si Si - - No Si Región HIIG59.79+0.63 - Si Si Si Si - - Brillante-IRG327.29-0.58 Si Si - - - - - -G328.81+0.63 - Si - - - - - -G333.13-0.43 - - - - - Si Si -G353.41-0.36 Si - - - - - Si -G351.77-0.54 - Si - Si - Si Si -G340.97-1.02 - Si - Si - - - -G351.45+0.66 - - - - - Si Si -G337.92-0.48 - - - - - - Si -G331.38+0.15 - - - - - - Si -G330.03+1.05 - - - - - - Si -

❚❛❜❧❛ ✺✳✶✿ Relaciones existentes entre nuestra muestra, y regiones relacionadas aetapas tempranas de formación estelar de alta masa. Se muestra la compilación deresultados en la sección 3.3, denotando si existe, no existe o no se reporta relaciónalguna con la región pertinente. (a) Este objeto es el único de la muestra, y uno de lospocos objetos a los que se les ha asociado emisión máser de H2CO a 6 cm, la cual sepiensa traza las etapas más tempranas de evolución. (∗) Clase asignada según Csengeriet al. (2016). (?) Distancia de 0.734′ entre esta región HII y el centro del EGOreportado, por lo cual su asociación es dudosa.

117

5.2. Flujos masivos trazados por SiO y su relación conlos EGOs

Las características estadísticas obtenidas en este trabajo, se han desarrollado siguiendolas correlaciones reportadas por Csengeri et al. (2016), ya que su muestra es másnumerosa y provee una estimación más robusta en las tendencias y correlaciones deparámetros físicos. Esto nos ha permitido establecer la concordancia o discrepancia delos datos de nuestra muestra en comparación con la suya.

La comparación de N(tot) contra Lbol/M reportada en el trabajo de Csengeri et al.(2016) fue realizado tomando en cuenta LTE, utilizando la intensidad integrada de lalínea SiO (J=2→1) y asumiendo una Tex = 10 K. Además se reafirmó el resultado enun análisis de una sub-muestra mediante estimaciones LVG. Durante su trabajo reportóque ambos análisis no muestran correlación entre estas variables.

En nuestro trabajo se encontró una correlación positiva en la misma relación. La cuales linealmente no significativa, sin embargo, el coeficiente de correlación deSpearman-Rank apoya a una correlación positiva, lo que se considera como que existeuna correlación monótonamente creciente. Esto puede deberse a que nuestra muestraentera se encuentra en una etapa de evolución más temprana, en la que elenriquecimiento de SiO aún continúa creciendo. Con el fin de corroborar estatendencia, comparamos la densidad columnar de SiO contra la luminosidadbolométrica sobre nuestra misma muestra, en la cual se observa de manera similar unacorrelación positiva, descrita por un crecimiento lineal, sin embargo el estudio de unacantidad mayor de objetos jóvenes es necesario ya que nuestro análisis está sesgado.

En el caso de la correlación entre la luminosidad bolométrica y la luminosidad de SiO,Csengeri et al. (2016) reporta que no existe correlación entre estos parámetros, y lodefine como un hecho que sustenta que la abundancia de SiO no se puede relacionarcon el indicador Lbol/M , principalmente debido a las grandes incertidumbres en ladensidad columnar debidas a la aproximación de LTE.

En el caso de nuestra muestra esta relación presenta una correlación igualmente nula,la cual es esperada ya que los parámetros físicos obtenidos han sido calculados deacuerdo a asunciones similares. Cabe resaltar que en ambos trabajos el coeficienteSpearman-Rank obtenido muestra un valor negativo casi nulo, pero con un alto nivelde significancia. por lo que estudios más robustos y precisos podrían confirmar unadisminución en la luminosidad de SiO conforme el objeto evoluciona.

Otra relación presentada es la del ancho de línea a intensidad cero contra el cocienteLbol/M , para lo cual se reporta una nula relación. La no asociación entre la extensiónen velocidad y este indicador de evolución han llevado a pensar en que el proceso que

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da pauta a los choques tiene un mecanismo propulsor complejo.

La ausencia de cambio en el ancho de línea de SiO (J=5→4) con respecto al indicadorde evolución Lbol/M en nuestra muestra mostró afinidad con lo reportado por Csengeriet al. (2016). En nuestro caso se utilizó el ancho total de la línea sobre la intensidada 2σ y se reafirmo la nula relación entre estos parámetros, ya que el coeficiente decorrelación es nulo y este resultado es altamente significativo.

La última tendencia calculada en nuestro trabajo, que corresponde a una previamentereportada por Csengeri et al. (2016), es la relación nivel de excitación contra elindicador de tiempo Lbol/M . Para éste se propone un claro incremento, el cualreportan como una prueba de que las etapas más evolucionadas de estos objetospresentan una mayor población hacia estados energéticos más altos. En nuestramuestra la relación encontrada es opuesta, ya que se observa un decaimiento en elcociente de excitación de SiO.

En nuestro trabajo esta correlación exhibe una tendencia negativa y pequeña en las dospruebas estadísticas realizadas, las cuales están acompañadas de un nivel designificancia alto, lo cual apoya a que existe una tendencia descendente y significativadel estado de excitación conforme los objetos de nuestra muestra evolucionan. Lo queindica que fuentes más jóvenes tienen más excitación.

Dos correlaciones reportadas en este trabajo son las relaciones existentes entre laluminosidad a 4.5 micras y (1)la luminosidad de SiO, y (2)el cociente SiO (5→4/2→1).El primer caso apoya el escenario propuesto por Cyganowski et al. (2008), en el que sepropone el exceso de emisión en la banda de 4.5 micras como trazador de flujosmoleculares. En el segundo caso, se observa que el grado de excitación de la emisiónde SiO depende también del flujo a 4.5 micras.

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CAPÍTULO 6

CONCLUSIONES Y TRABAJOFUTURO

6.1. Los EGOs como trazadores de flujos molecularesmasivos

En este trabajo hemos comprobado en una muestra de 20 objetos, que losdenominados EGOs están relacionados a flujos moleculares. Esto se observa debido aque en la mayoría de las fuentes mapeadas se encontró correlación entre la emisión deSiO y la emisión intensa en la banda de 4.5µm.

El 57% de la muestra mapeada por IRAM y APEX ha presentado una fuerte emisiónen la componente de las alas, lo cual se interpreta como grandes cantidades dematerial moviéndose a velocidades mucho mayores que la de la nube madre. Estoayuda a reforzar la proposición de Cyganowski et al. (2008) sobre la fuerte relaciónque existe entre la emisión intensa a 4.5 µm y la emisión de flujos molecularesrelacionados a etapas tempranas de evolución estelar.

Un resultado muy importante en nuestro catálogo es el observado en el EGO G19.88-0.53 ya que en él se han logrado detectar flujos de material molecular con velocidadesque alcanzan los ∼57 kms−1 con respecto al LSR, con una masa asociada de ∼185.50M⊙. A lo largo de este flujo se observa una disminución de la velocidad radial como

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función de la distancia a la posición central, lo cual corresponde a lo esperado con losflujos impulsados por chorros.

En conjunto, todas estas características proponen este objeto como un nuevo flujomolecular de extremas altas velocidades posiblemente relacionada al chorro primario.

Velocidades altas también han sido encontradas en G351.45+0.66 y G337.92-0.48 loscuales exhiben emisión de SiO a |vmax − vlsr| ∼29 kms−1. En un rango de velocidadmenor se encuentran las fuentes G34.41+0.24, G34.26+0.15, G40.28-0.22 y G351.77-0.54, con emisión de SiO a |vmax − vlsr| ∼20 kms−1.

Dentro de estos objetos menos veloces, G40.28-0.22 y G337.92-0.48 forman partetambién de los más masivos. Con masas de ∼1000 y ∼800 M⊙, sobre suscomponentes rojas y azules.

6.2. Correlaciones e interpretaciones

Debido a que nuestra muestra es pequeña, estudios posteriores hacia un número mayorde fuentes son necesarios para mejorar las dependencias encontradas.

Durante el análisis de la evolución de Ntot(SiO) contra el indicador temporal LBol/M⊙,se observa una ligera correlación positiva. Asumiendo que la formación de SiO selleva a cabo durante las etapas tempranas de formación estelar es esperado que elaumento de la población de ésta molécula se lleve a cabo mientras la fuente central seacapaz de proveer los choques por los cuales esta es producida, hasta llegar a un pico deformación que posteriormente decaerá hacia poblaciones cada vez menores. Elobservar una pendiente positiva puede en este caso indicar que esta muestra aún seencuentra en etapas de enriquecimiento de SiO.

El comportamiento de la luminosidad de SiO en nuestra muestra decae con el tiempo.Esto parece contradecir la premisa concluyente de la dependencia anterior, ya que lapoblación de SiO está intrínsecamente ligada a su luminosidad. Sin embargo, lacorrespondencia en este caso es casi nula, e incluso ha sido reportado que no existeuna correlación apreciable entre estos parámetros en muestras mucho mayores(Csengeri et al. 2016). Otras implicaciones entre esta correlación son debidas a lasincertidumbres en las distancias, y a la opacidad de la emisión, ya que esta se haconsiderado como ópticamente delgada, y esto no es necesariamente correcto, de talmanera que si tenemos una emisión ópticamente gruesa la intensidad de línea noreflejaría directamente la abundancia de material.

Una correspondencia que se estaba buscando era la que relacionara la emisión de 4.5µm con la de SiO, y en dos pruebas diferentes se mostró que la intensidad de estas dos

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emisiones presenta una dependencia creciente y lineal en el espacio log(10). Esteresultado apoya los ya diversos factores que han establecido a los EGOs comotrazadores de regiones de flujos moleculares provenientes de MYSO.

Tras la evolución del objeto central, es esperado que los movimientos violentos tiendana decaer. Este comportamiento se puso a prueba en la búsqueda de correlación entreel ancho de la línea contra el indicador de tiempo LBol/M⊙, en el cual se observa queconforme el índice de edad avanza, el ancho de la línea se hace cada vez más pequeño.

De manera similar, es esperado que el nivel de excitación del SiO vaya decayendo conrespecto al tiempo. Para evaluar esta premisa, se buscó dependencia entre el cocientede las líneas SiO (J=5→4)/(J=2→1) y el indicador de evolución LBol/M⊙ en este casose realizaron dos análisis, ya que uno de nuestros objetos se ha vinculado a una regiónexplosiva, con lo cual podría estar mermando los resultados del estudio.

El análisis muestra una correlación positiva si consideramos este objeto, y una negativasi lo excluimos. Independientemente de que este objeto esté afectando el resultado laspendientes en estas dependencias son casi nulas, por lo que una conclusión es que nopuede ser tomada ninguna postura respecto a estos parámetros.

Por el contrario, el nivel de excitación parece mostrar una muy buena correlación conla luminosidad a 4.5 µm, ya que la dispersión de valores de estos datos muestra unapendiente alta y son apoyados por los coeficientes de correlación de Spearman yPearson. Esto vuelve a reafirmar la relación entre los EGOs y la emisión molecular deSiO.

Otra característica observada es que la densidad columnar de SiO está relacionada conla luminosidad bolométrica de la fuente. Lo que ayuda a inferir que la luminosidadgenerada en estas etapas ayuda a contribuir a la formación de esta molécula.

6.3. Trabajo futuro: química en flujos masivos

El prototipo de flujo molecular químicamente activo lo representa el flujo impulsadopor la protoestrella de baja masa L1157-mm (Bachiller et al. 2001). Este es un flujobipolar altamente simétrico que muestra una alta actividad molecular. El flujo de L1157está potenciado por una protoestrella clase 0 ligeramente evolucionada (esto se infieredebido a sus flujos de ángulo más amplio).

Este tipo de flujos a la fecha son la manera más accesible que tenemos para observarlas características físicas de las regiones de choque, gracias a la emisión ancha delíneas observadas hacia ellos. Diferentes moléculas han demostrado trazar las regionescentrales cercanas a la protoestrella, mientras que otras muestran aumentar su

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abundancia en regiones exteriores. Otra gran ventaja en el estudio de este tipo de flujoses que debido a su origen por acción del chorro dan pauta al estudio de la químicadirecta del mismo, además que el análisis de la morfología de éstos ayudará aconstreñir los modelos teóricos de flujos existentes.

Estos flujos proveen información importante para la comprensión de la evoluciónquímica en la formación estelar, no obstante, a la fecha contamos con solo unos pocosejemplos de ellos, sobre todo si a protoestrellas de alta masa nos referimos.

Tanto en baja como alta masa sólo existen algunos pocos flujos molecularesconfirmados con una alta actividad molecular:

1. L1157 (Bachiller et al. 2001).

2. BHR71 (Bourke et al. 1997).

3. IRAS 17233–3606 (Leurini et al. 2011, 2013a,b).

4. HH 114-MMS (Tafalla & Hacar 2013).

Es en este sentido es que nuestras observaciones plantean un trabajo inmediatamenteposible, el cual consistiría en el estudio multi-molecular de algunas de las fuentesobservadas con IRAM, ya que también contamos con observaciones realizadasmediante el instrumento WILMA. El cual, al tener un mayor ancho de banda muestraotras transiciones moleculares. Por lo que es factible hacer otro tipo de análisis sobrelas características físicas, y la morfología de la distribución espacial de la emisión delas mismas en estas regiones.

Para las fuentes que se tienen estas observaciones son:

G34.39+0.22

G34.26+0.15

G34.41+0.24

G35.13-0.74

G23.96-0.11

G23.01-0.41

En estas fuentes contamos con mapas espectrales de 40(”)2, con una cobertura espectralque abarca desde 216.897 hasta 217.827 GHz, con una resolución por canal de 2.0 MHz

123

de estas observaciones en un factor mayor a dos.

Además, debido a su arreglo de pixeles un mapeo sobre las mismas regiones podríaextender la caracterización física en la zona completa, con lo que se podrían observargradientes de densidades columnares y temperaturas de excitación en las múltiplesmoléculas que se encuentren en el rango espectral de SEQUOIA. Así mismo se podríallevar a cabo la caracterización morfológica de emisión de estas especies, y labúsqueda de movimientos de material como trazador de vientos en las mismas. Esto,aunado a las técnicas de mapeo rápido que posee SEQUOIA, permite factiblementegenerar mapas de 60” sobre todas nuestras muestras septentrionales con un rmssimilar a las observaciones reportadas por Csengeri et al. (2016) (rms = 20 mK) entan sólo ∼1 hora de integración (sobre 5 transiciones). Y proponiendo un proyecto demayor envergadura, el seguimiento de las 430 fuentes de Csengeri sobre la línea deSiO (J=2→1) podría efectuarse en alrededor de ∼10 horas de integración. Lo quesigue siendo un proyecto factible.

Otra dirección de esta investigación, es la observación de las regiones más destacadasmediante arreglos interferométricos, como se ha realizado anteriormente con el VLBIpara las fuentes G34.39+0.22 (Bartkiewicz et al. 2016b) y G23.01-0.41 (Bartkiewiczet al. 2014). La recopilación de datos de IRAM, GTM y SMA sobre algunas de nuestrasfuentes, son una rama de investigación prometedora.

Los candidatos más prometedores para futuras investigaciones son:

G19.88-0.53.- Debido a que muestra componentes de muy altas velocidades y seha reportado relación con la emisiones tipo máser.

G337.92-0.48.- Este objeto también muestra componentes veloces (∼29 kms−1),además de que es de los objetos para los que se calculó más masa en las alas.Otro punto para considerar como buen candidato esta fuente es que se trata deuna región muy poco estudiada anteriormente.

G40.28-0.22.- Este objeto muestra un componente de velocidad de ∼20 kms−1,y se encuentra entre las MYSO más masivas de nuestra muestra. Además de queno se han estudiado regiones máser cercanas a ella.

G351.45+0.66.- Los objetivos principales de estudiar este objeto es que tiene alasintensas hasta ∼29 kms−1, y ha sido poco estudiado.

G351.77-0.54 y G353.41-0.36.- Estos objetos tienen alas intensas hasta los ∼20kms−1 y han sido pobremente estudiados.

G34.41+0.24 y G34.26+0.15.- Estos objetos tienen alas intensas hasta los ∼20kms−1 y han sido estudiados y vinculados a varias regiones típicamente

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relacionadas a la formación estelar masiva. Aunque algunas relaciones conemisiones máser (ej. CH3OH y OH) no han sido llevadas a cabo.

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APÉNDICE A

EL TELESCOPIO IRAM

A.1. El instrumento HERA

El arreglo de receptores heterodinos (HERA, por sus siglas en inglés “Heterodyne

Receiver Array ”), está constituido por nueve pixeles dualmente polarizados, los cualesse localizan formando un cuadrado de 3x3 pixeles, y estos a su vez, están separados por24” en el plano del cielo (esto es alrededor de dos veces el valor del ancho del haz,cuando la frecuencia se configura a 230 GHz).

Estos dos arreglos tienen polarizaciones ortogonales (V y H), las cuales apuntan unaregión del cielo idéntica en ambas, debido a que su óptica, está diseñada para asegurarun acoplamiento de apuntado a fuente máximo entre estos haces individuales. Dichosmódulos son llamados HERA1 y HERA2, y cada uno puede ser ajustado a unafrecuencia independiente, y tomar una configuración de backend diferente.

Además de esto, HERA está equipado con un de-rotador de espejo-K el cual es unensamble óptico que consiste en dos componentes planas y una parábola fuera de eje(“off-axis”) que redirigen la imagen a la ventana del criostato HERA (9cm),permitiendo compensar la rotación de los objetos astronómicos en el plano focal deltelescopio en casi cualquier posición angular en el cielo (IRAM 2005). Esta rotaciónes debida a las características generales de la montura Alto-Azimutal para untelescopio Nasmyth (figura A.1).

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❋✐❣✉r❛ ❆✳✶✿ Ejemplo de un escaneo inclinado en Azimut de muestreo “austero”. Elcontrol de de-rotación del telescopio permite escaneos en cualquier otra dirección. Laslíneas, paralelas a la ascensión recta están separadas en declinación por ∆s= 7.6”. Si seextiende una cobertura hacia el norte, el segundo mapa acarreara una compensación decentro en declinación de ∆δ= 9×∆s= 68”

Debido a que el ancho de banda es ajustable, el ancho de haz va desde ∼12” hasta 9”,las características generales del receptor se resumen en la tabla A.1.

Receptor Num PolRango de Temp. Rx IF IF Bw

Estadoajuste [GHz] [K] [GHz] [GHz]

HERA1 9 H 215-272 110-380 4 1√

HERA2 9 V 215-241 120-340 4 1√

❚❛❜❧❛ ❆✳✶✿ Principales características del detector HERA

A.1.1. Los backends WILMA y VESPA

HERA puede ser conectado a tres backends, los cuales son: FT, VESPA y WILMA. ElArreglo Versátil Poli y Espectrométrico (VESPA, por sus siglas en inglés “Versatile

Spectrometric and Polarimetric Array”), puede ser conectado a los receptores HERAy EMIR.

Cuando es conectado a HERA, más de 18000 canales espectrales pueden ser

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utilizados, con las siguientes combinaciones en resolución nominal (kHz) y ancho debanda máximo (MHz): 20/40, 80/160, 320/320 y 1250/640. Para cada una de estasconfiguraciones el ancho de banda puede ser dividido en dos bandas individuales paracada uno de los 18 detectores (en la mayoría de las resoluciones). Estas bandasindividuales pueden ser separadas hasta ±250 MHz a partir de la frecuencia del cielo.

El Autocorrelador Múltiple de línea de banda ancha (WILMA, por sus siglas en inglés

“Wideband Line Multiple Autocorrelator ”), consta de 18 unidades. Cada una de lascuales provee 512 canales espectrales separados por 2 MHz, y por lo tanto presenta unacobertura de ∼ 1GHz. WILMA puede ser conectada a los 18 detectores de HERA, casoen el que cubre el ancho de banda total para las dos polarizaciones. Además soporta unasub-configuración en la que 16 unidades pueden ser conectadas a EMIR cubriendo asíun ancho de banda de 4×4 GHz a una resolución de 2 MHz.

Las características principales se resumen en la tabla A.2.

NombreEspacio de Ancho de banda Númerocanal [kHz] [MHz] de unidades

4MHz FB 4000 1024 9VESPA 20 – 1250 20 – 640 9 – 36WILMA 2000 930 18

❚❛❜❧❛ ❆✳✷✿ Backends disponibles para HERA, y sus principales características

A.1.2. Métodos de observación espectroscópica

Las estrategias observacionales que destacan en el receptor HERA son entre otras:

1. Exposición simple. - En ella se toman mapas a nueve puntos con una integraciónsencilla. Esta se trata del tipo de observación más básica, ya que se observa unpunto fijo de la bóveda celeste, el cual resulta en la obtención de 18 espectros denueve posiciones en el cielo, de acuerdo al patrón en el cielo de los nueve pixelesdel arreglo.

2. Mapas matriciales. - Observaciones en donde el telescopio realiza un recorrido através de una serie de puntos, en cada uno de los cuales demora un cierto tiempode integración.

Este tipo de observación es muy poderoso, ya que el telescopio recorre un patrónde puntos rectangular (en el sistema ecuatorial), y puede ser realizado de acuerdoa tres variedades: por intercambio de posición, inclinación y frecuencia.

131

Intercambio de posición. - En este procedimiento los parámetros deentrada son la posición a la cual se debe cambiar a partir de una posiciónde referencia con respecto al centro del mapa. Es posible definir variasposiciones de ciencia, esto ahorra tiempo de observación, aunque generalineas de base pobres.

Intercambio de Inclinación. - Este método entrega las mejores líneas de baseen el 30m. Como el movimiento de inclinación no puede ser mayor a 240”,el mapa y la fuente deben estar cuidadosamente ajustados si es que los hacesde referencia deben permanecer libres de señal. En este caso, y a diferenciadel intercambio de posición, el punto de referencia tomado está referido alpunto matricial actual (no al centro del mapa), y este rota con respecto a lafuente.

Intercambio en frecuencia. - Para muchas de las fuentes extendidas ni elintercambio de posición ni de inclinación son adecuados, por lo que soloel intercambio en frecuencia es factible. Debido a su posición en la cabinaNasmyth, el instrumento HERA posee el camino óptico más limpio entre losreceptores del 30m. También posee las líneas de base en frecuencia son lasmejor caracterizadas, con un rizo dominante de 6.9 MHz (probablementeoriginado a partir de las reflexiones entre el sub-reflector del mezclador).Se ha observado un rendimiento satisfactorio en proyecciónes hasta 6×6.9MHz (54 kms−1).

3. Mapas “sobre la marcha” (“On the Fly maps”).- Observaciones en las que losdatos son recopilados mientras el telescopio se mueve a una velocidad constantea lo largo de un camino linear en el sistema ecuatorial. Esta es la herramienta demapeo más poderosa del 30m, y es aún mas poderosa con HERA, con el cual seha expandido este tipo de mapeo en dos modos:

Procedimientos de escaneo. - (1*) Cero rotación: En este caso el patrón dehaz observa de manera paralela al eje de ascensión recta. Con esto los trespuntos en cada una de las 3 líneas de escaneo son observados tres veces,pero el área entre los tres haces horizontales no es observada. Este métodoes útil para obtener una vista preliminar en fuentes débiles y extendidas. (2*)Muestreo austero: En este caso el patrón de haz es rotado χ= 18.5◦. Lo cualresulta en un mapa levemente sub-muestreado, donde las líneas de escaneoestán separadas por ∆s= 7.6”. Este mapa es homogéneamente muestreadosobre 60” verticales. (3*) Sobremuestreo: En este caso el patrón de haz esrotado χ= 9.5◦, lo cual genera tres grupos con tres líneas separadas por un∆s= 3.9”, la separación entre estos grupos es de ∆δ= 3×∆s. Por lo que esnecesario entonces que dos escaneos sean hechos con una separación de ∆δen declinación, y respetando la misma dirección. Como resultado se obtieneun muestreo con margen de 56”.

132

Intercambio de frecuencia. - Este método de observación sufre de lasmismas limitaciones de hardware que en el caso del mapeo matricial. Sinembargo, en este caso un intercambio de frecuencia alto (>1 Hz), es en estecaso incluso más importante.

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APÉNDICE B

DETALLES DE LASOBSERVACIONES

B.1. Datos obtenidos del telescopio IRAM

Las observaciones realizadas con el telescopio IRAM se realizaron en cuatro noches deobservación, durante las cuales se obtuvieron datos para 10 objetos. Esta muestra fuemonitoreada en la transición SiO (J=5→4).

Cabe destacar que el seguimiento de cada una de las fuentes no se realizó de manerapuntual (apuntado único), como en estudios anteriores (Csengeri et al. 2016), sino quese realizó un mapa de la región. Esto con el fin de parametrizar mejor la emisiónextendida de la región.

Estos mapas se encuentran conformados por un “mosaico” de observaciones que serealizaron siguiendo un patrón de cruz, centrado en la coordenada de interés, con locual la región central recibe alrededor de 1.7 veces más observaciones que las regionesexteriores y está delimitado a 40” centrales como zona en que la fuente es comprendida.El patrón de mapeo se siguió para todas las fuentes de la muestra y puede apreciarse enla figura B.1.

Esta extensión espacial es suficientemente grande para albergar la emisión de los EGOs,ya que estos han demostrado alcanzan extensiones de ∼30” (Cyganowski et al. 2008).

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❋✐❣✉r❛ ❇✳✶✿ Distribución de las 51480 observaciones hacia la fuente G19.88-0.53. Éstadistribución da prioridad a los 40” centrales, los cuales encierran la región de interés, yrepresentan en promedio un ∼63% de las observaciones totales para cada objeto.

El desglose de las fuentes con su respectivo número de observaciones se presenta en latabla B.1.

B.1.1. Contenido del archivo de cada fuente

Los archivos para cada sesión de observación fueron descompuestos de acuerdo a lafuente observada. De tal manera que el resultado fue tener 10 archivos, los cualescontienen las observaciones pertenecientes a cada fuente.

Para el telescopio IRAM, y de acuerdo a la configuración final (“backend”) tomadapara el instrumento HERA durante estas observaciones. los archivos para cada fuente

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Nombre del archivo Nombre de No. de Fecha dela fuente obs obs

VESPAOdp20110219.30m G59.79+0.63 60840 19-Feb-2011VESPAOdp20110221.30m G40.28-0.22 60840 21-Feb-2011

G45.47+0.05 56160spectraOdp_200-10.30m G34.39+0.22 19440 19-Mar-2011

G34.26+0.15 19440G34.41+0.24 37440G35.13-0.74 9360G23.96-0.11 14040G23.01-0.41 19440

VESPAOdp20110321.30m G19.88-0.53 51480 21-Mar-2011

❚❛❜❧❛ ❇✳✶✿ Organización de los archivos de ciencia obtenidos de IRAM. De izquierdaa derecha se muestra el nombre del archivo generado, el nombre de las fuentescontenidas en dicho archivo, la cantidad de observaciones para cada una de ellas y lafecha de observación. Estas exposiciones se centraron en la transición SiO (J=5→4).

tienen la organización mostrada en la figura B.2.

Cada observación tiene información acerca del backend, número de pixel, líneaobservada y módulo de polarización, por lo cual estos parámetros puedan serseleccionados para manejos posteriores sobre agrupaciones de observacionescongruentes.

B.2. Datos obtenidos del telescopio APEX

Las observaciones realizadas con el telescopio APEX cubren una sesión de seis noches,durante las cuales se logró mapear una muestra de 10 fuentes. Todas se observaronhacia la transición SiO (J=5→4), y para tres de ellas se observó además la transiciónSiO (J=8→7).

Estas observaciones se realizaron también mediante un mapeo, el cual, cubre una regióncuadrada sobre los 40” circunvecinos a la coordenada central. Este patrón se siguió entodas las fuentes. Un ejemplo concreto se muestra en la figura B.3.

La cantidad de observaciones hacia cada objeto y la transición central observadadurante estas sesiones se muestran en la tabla B.2.

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[’’]

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❋✐❣✉r❛ ❇✳✸✿ Distribución de las 84 observaciones hacia la fuente G351.77-0.54, estaimagen representa el tipo de mapeo seguido con el telescopio APEX. Este seguimientose realizó en los 40” alrededor del centro de apuntado, región dentro de la cual secontiene el 100% de las observaciones.

138

APÉNDICE C

OBJETOS SIN EMISIÓN DETECTADADURANTE EL PATRULLAJE DEL

TELESCOPIO EFFELSBERG

El 43 % de la muestra septentrional seguida por Effelsberg no presentó emisión intensade la transición SiO (J=1→0). Dicha sub-muestra consta de 38 objetos, cuyos espectrosrespectivos se muestran en la figura C.1. Estos están organizados en orden descendentede acuerdo a su razón temperatura pico/ruido, que en toda la sub-muestra es menor a3σ, de acuerdo a lo reportado anteriormente en la tabla 3.1.

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G10.29-0.13 G25.38-0.15 G35.83-0.20

G35.68-0.18

G43.04-0.45 G40.28-0.27

G29.91-0.81 G49.27-0.32

G54.45+1.02 G21.24+0.19 G34.28-0.18

G11.11-0.11

❋✐❣✉r❛ ❈✳✶✿ Espectros correspondientes a las 38 fuentes que mostraron una relaciónseñal a ruido menor a 3σ. El eje vertical muestra el valor estimado T⋆

A [K] y el ejehorizontal la velocidad respecto a la frecuencia central (ν = 43.424 GHz) en kms−1.

141

G24.94+0.07 G36.01-0.20 G49.42+0.33

G29.89-0.77 G27.97-0.47 G50.36-0.42

G24.00-0.10 G58.09-0.34 G35.04-0.47

G23.82+0.38 G54.11-0.05 G40.60-0.72

❋✐❣✉r❛ ❈✳✶ (Continuación.)

142

G49.07-0.33 G53.92-0.07 G56.13+0.22

G49.91+0.37 G29.84-0.47 G14.63-0.58

G28.85-0.23 G48.66-0.30 G20.24+0.07

G29.96-0.79 G37.55+0.20 G44.01-0.03

❋✐❣✉r❛ ❈✳✶ (Continuación.)

143

G54.45+1.01 G45.47+0.13

❋✐❣✉r❛ ❈✳✶ (Continuación.)

144

ÍNDICE DE FIGURAS

1.1. (a) Función inicial de masa para el cúmulo Pleiades, comoescenificación del contraste de formación entre estrellas de baja y altamasa. Del mismo modo la rápida evolución de las estrellas masivas(b), genera que estos conformen una parte minoritaria de la poblaciónestelar. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6

1.2. Esquema del modelo de viento estelar eyectado por choques propuestopor Snell et al. (1980) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 12

1.3. Propiedades predichas para flujos moleculares según los diferentesmodelos, asumiendo una densidad subyacente de r−1 a r−2 (Arce et al.2007). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17

1.4. Respuesta espectral de la cámara IRAC de Spitzer, comparada con tresespectros sintéticos. La curva superior corresponde a NGC 7023, yestá dominada por las bandas de emisión de los PAH; la siguiente es lacombinación de las líneas esperadas de gas ionizado enfriándose trasun gran choque; la tercera es la combinación de las líneasfundamentales de H2 y CO. Al final tenemos la respuesta espectralpara cada canal de IRAC. (Reach et al. 2006). . . . . . . . . . . . . . . 22

145

1.5. Factor de enriquecimiento para diferentes especies observadas en lasregiones L1448 (cuadros rojos) e I04166 (triángulos azules), conrespecto a los valores obtenidos para los tres regímenes de los núcleosdensos. Ala lenta (|v − vlsr| ∼ 10 kms−1), ala rápida (|v − vlsr| ∼ 35kms−1) y componente extra veloz (|v − vlsr| ∼ 65 kms−1, de ahora enadelante EHV, (por sus siglas en inglés “Extra High Velocity”). Elenriquecimiento de SiO aumenta considerablemente hacia losregímenes más veloces. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 26

1.6. Esquema de Klaassen et al. (2015) para el flujo en IRAS17233. Losconos en el centro muestran las componentes de alta velocidad de SiO,mientras que las líneas interiores de la cavidad muestran la componentede baja velocidad. Otras moléculas se incluyeron con el fin de lograruna mejor caracterización de la zona. . . . . . . . . . . . . . . . . . . 27

2.1. Diagrama de flujo del proceso de re-muestreo en CLASS. El paso enque se encuentra la bifurcación entre los dos telescopios se debe alarreglo multi-pixel que posee el espectrómetro en IRAM en contrastecon el pixel único que ofrece APEX. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 38

2.2. Gráfico ν contra No. de observación para el MYSO G23.01-0.41. En élse aprecia que la sección que comprende los espectros ordenados entrelos valores 1000 y 1400 muestran colores completamente fuera de losrangos promedio. Por lo que son candidatos a observaciones erróneas. . 39

2.3. Gráfico σ/σrad contra No. de observación para el MYSO G23.01-0.41.Al graficar esta relación se aprecian las observaciones con errores y apartir de ella es posible descartar las observaciones defectuosas. . . . . 40

2.4. Gráfico ν contra No. de observación para el MYSO G23.01-0.41. trashaber sido sometido al proceso de filtrado por análisis de ruido. . . . . . 41

2.5. Escenificación del esquema seguido en la integración sobre lascomponentes en nuestra muestra. Al centro se muestra el espectropromedio sobre los 10” centrales de nuestro apuntado para el objetoG34.41+0.24 (fuente en el centro del mapa). Adicionalmente seresaltan las componentes tomadas para las alas. Debido a que laemisión de SiO se intensifica a velocidades mayores (fuertes vientos),con sólo la integración de altas velocidades se ha logrado aislar losflujos de la fuente sur, por lo que se puede distinguir la asociación deéstos al objeto central. Los recuadros verdes muestran los mapas porcanal de velocidad que abarcan estas integraciones. . . . . . . . . . . . 43

146

3.1. Espectros correspondientes a las 43 detecciones con una relación señala ruido mayor a 3σ. El eje vertical muestra el valor estimado T⋆

A [K],y el eje horizontal la velocidad respecto a la frecuencia central (ν =43.424 GHz) en kms−1. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 48

3.2. (a). - Emisión de los flujos moleculares en la transición SiO (J=5→4)para el objeto G19.88-0.53, los contornos muestran la emisiónintegrada en velocidad superior a 4σ con pasos de 2σ sobre losintervalos mostrados en la tabla 3.2. Debido a a la gran asimetría entreestas componentes, la componente roja se ha separado en tresintervalos de velocidades, en amarillo se observa la componente demenor velocidad [∼50-58 kms−1], en color naranja el de velocidadalta [∼60-93 kms−1], y en rojo el de velocidad extrema-alta [∼95-104kms−1] (todos estos intervalos son considerados de alta velocidad,solo fueron separados para observar mejor el comportamiento quetrazan). (b). - Espectro generado para corresponder a la misma regióny resolución angular reportada para la transición SiO (J=2→1) porCsengeri et al. (2016). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 56

3.3. (a). - Emisión de los flujos moleculares en la transición SiO (J=5→4)para el objeto G34.41+0.24, los contornos muestran la emisiónintegrada en velocidad superior a 4σ con pasos de 2σ sobre losintervalos mostrados en la tabla 3.2. (b). - Igual que en la figuraanterior, pero para el EGO G34.41+0.24. . . . . . . . . . . . . . . . . . 58

3.4. (a). - Igual que en la figura anterior, pero para el EGO G34.26+0.15.(b). - Igual que en la figura anterior, pero para el EGO G34.26+0.15. . . 59

3.5. (a).- Igual que la figura anterior, pero para el objeto G40.28-0.22. (b).-Igual que la figura anterior, pero para el EGO G40.28-0.22. . . . . . . . 61

3.6. (a).- Igual que la figura anterior, pero para el objeto G327.29-0.58. (b).-Espectro con un apuntado al centro del mapa y una resolución de ∼ 30”para el EGO G327.29-0.58. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 62

3.7. (a).- Igual que la figura anterior, pero para el objeto G328.81+0.63.(b).- Igual que la figura anterior, pero para el EGO G328.81+0.63. . . . 63

3.8. (a).- Igual que la figura anterior, pero para el objeto G333.13-0.43. (b).-Igual que la figura anterior, pero para el objeto ATLASGAL G333.13-0.43. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 65

3.9. (a).- Igual que la figura anterior, pero para el objeto G337.92-0.48. (b).-Igual que la figura anterior, pero para el EGO G337.92-0.48. . . . . . . 66

147

3.10. (a).- Igual que la figura anterior, pero para el objeto G340.97-1.02. (b).-Igual que la figura anterior, pero para el EGO G340.97-1.02. . . . . . . 67

3.11. (a).- Emisión molecular en la transición SiO (J=8→7) para el objetoG340.97-1.02, los contornos muestran la emisión integrada envelocidad superior a 4σ con pasos de 2σ, sobre el intervalo mostradoen la tabla 3.2. (b).- Espectro promediado sobre los 10” centrales delEGO G340.97-1.02. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 68

3.12. (a).- Igual que la figura anterior, pero para el objeto G353.41-0.36. (b).-Igual que la figura anterior, pero para el objeto ATLASGAL G353.41-0.36. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 69

3.13. (a).- Igual que la figura anterior, pero para el objeto G351.77-0.54. (b).-Igual que la figura anterior, pero para el objeto ATLASGAL G351.77-0.54. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 70

3.14. (a).- Emisión de los flujos moleculares en la transición SiO (J=8→7)para el objeto G351.77-0.54, los contornos muestran la emisiónintegrada en velocidad superior a 4σ con pasos de 2σ, sobre losintervalos mostrados en la tabla 3.2. (b).- Espectro con un apuntado alcentro del mapa y una resolución de ∼ 30” para el objeto ATLASGALG351.77-0.54. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 70

3.15. (a).- Igual que la figura anterior, pero para el objeto G351.45+0.66.(b).- Igual que la figura anterior, pero para el objeto ATLASGALG351.45+0.66. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 71

3.16. (a).- Emisión molecular en la transición SiO (J=8→7) para el objetoG351.45+0.66, los contornos muestran la emisión integrada envelocidad superior a 4σ con pasos de 2σ, sobre el intervalo mostradoen la tabla 3.2. (b).- Espectro con un apuntado al centro del mapa yuna resolución de ∼ 30” para el objeto ATLASGAL G351.45+0.66. . . 72

3.17. (a).- Emisión molecular en la transición SiO (J=5→4) para el objetoG23.01-0.41, los contornos muestran la emisión integrada envelocidad, superior a 4σ con pasos de 2σ, sobre el intervalo mostradoen la tabla 3.2. (b).- Espectro generado para corresponder a la mismaregión y resolución angular reportada para la transición SiO (J=2→1)por Csengeri et al. (2016). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 74

3.18. (a).- Igual que la figura anterior, pero para el objeto G23.96-0.11. (b).-Igual que la figura anterior, pero para el EGO G23.96-0.11. . . . . . . . 75

148

3.19. (a).- Igual que la figura anterior, pero para el objeto G34.39+0.22. (b).-Igual que la figura anterior, pero para el EGO G34.39+0.22. . . . . . . . 77

3.20. (a).- Igual que la figura anterior, pero para el objeto G35.13-0.74. (b).-Igual que la figura anterior, pero para el EGO G35.13-0.74. . . . . . . . 78

3.21. (a).- Igual que la figura anterior, pero para el objeto G45.47+0.05. (b).-Igual que la figura anterior, pero para el EGO G45.47+0.05. . . . . . . . 80

3.22. (a).- Igual que la figura anterior, pero para el objeto G59.79+0.63. (b).-Igual que la figura anterior, pero para el EGO G59.79+0.63. . . . . . . . 81

3.23. (a).- Igual que la figura anterior, pero para el objeto G330.03+1.05.(b).- Igual que la figura anterior, pero para el objeto ATLASGALG330.03+1.05. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 82

3.24. (a).- Igual que la figura anterior, pero para el objeto G331.38+0.15.(b).- Igual que la figura anterior, pero para el objeto ATLASGALG331.38+0.15. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 83

4.1. Mapeo de SiO (J=5→4) sobre la región de formación estelar de altamasa G34.41+0.24. A la izquierda se muestra la imagen con resoluciónangular de 11.9”, que corresponde al telescopio IRAM para esta banda.A la derecha se muestra el mapeo tras ajustar un ancho de haz de 29”,haciendo que la resolución angular se adecue a la utilizada por Csengeriet al. (2016). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 88

4.2. Gráfico acumulativo de Z como función del nivel energético J, parauna temperatura de excitación de 9.76K. A esta temperatura los nivelesJ &6 no se encuentran poblados, y la función de partición tiene un valorde 9.71. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 96

4.3. Polígono que denota la cobertura espacial tomada para el objetoG19.88-0.53, los contornos poseen un paso de 1 K en T⋆

A. . . . . . . . . 98

4.4. Gráfico comparativo de la densidad columnar total de SiO contra elcociente Lbol/M⊙. La línea discontinua muestra el ajuste lineal realizado.104

4.5. Gráfico comparativo de la luminosidad monocromática de SiO(ν=217.105 GHz) contra el cociente Lbol/M⊙. La línea discontinuamuestra el ajuste lineal realizado. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 105

149

4.6. Gráfico comparativo de la luminosidad calculada en base a la intensidadde línea de SiO (ν=217.105 GHz) contra la luminosidad a 4.5µm. Lalínea discontinua muestra el ajuste lineal realizado . . . . . . . . . . . . 106

4.7. Gráfico comparativo de las intensidades en Jy para la línea a 4.5µmcontra la de la línea SiO (ν= 217.105 GHz). La línea discontinuamuestra el ajuste lineal realizado. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 107

4.8. Gráfico comparativo del ancho total de línea en ∆v kms−1, comparadacon la relación Lbol/M⊙. La línea discontinua muestra el ajuste linealrealizado. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 108

4.9. Gráfico comparativo del indicador de excitación SiO(5→4)/(2→1)comparada con la relación Lbol/M⊙. En él se observan dos ajustes, lalínea discontinua y azul ajusta a la distribución completa, mientras quela línea naranja ajusta a la muestra excluyendo al objeto G34.26+0.15ya que aparenta ser causa de un evento explosivo repentino. . . . . . . . 109

4.10. Gráfico comparativo del indicador de excitación SiO(5→4)/(2→1)comparada con la relación L4.5µm. La línea discontinua muestra elajuste lineal realizado. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 110

4.11. Gráfico comparativo de la densidad columnar de SiO, comparada conla luminosidad bolométrica Lbol. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 111

6.1. Espectro del el objeto G34.41+0.24 tomado con el espectrómetroWILMA. En el se observa el promedio de los espectros en los 10”centrales y se colocan etiquetas de algunas moléculas cuya emisión dereposo es cercana al centro de cada línea observada y además cuentancon energías Eu [K], similares al SiO. . . . . . . . . . . . . . . . . . . 124

6.2. Espectro del el objeto G337.92-0.48 tomado con el espectrómetroAPH201. En el se observa el promedio de los espectros en los 10”centrales y se colocan etiquetas de algunas moléculas cuya emisión dereposo es cercana al centro de cada línea observada y además cuentancon energías Eu [K], similares al SiO. . . . . . . . . . . . . . . . . . . 125

6.3. Espectro del el objeto G351.77-0.54 tomado con el espectrómetroAPH301. En él se observa el promedio de los espectros en los 10”centrales y se colocan etiquetas de algunas moléculas cuya emisión dereposo es cercana al centro de cada línea observada y además cuentancon energías Eu [K], similares al SiO. . . . . . . . . . . . . . . . . . . 126

150

A.1. Ejemplo de un escaneo inclinado en Azimut de muestreo “austero”. Elcontrol de de-rotación del telescopio permite escaneos en cualquier otradirección. Las líneas, paralelas a la ascensión recta están separadas endeclinación por ∆s= 7.6”. Si se extiende una cobertura hacia el norte,el segundo mapa acarreara una compensación de centro en declinaciónde ∆δ= 9×∆s= 68” . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 130

B.1. Distribución de las 51480 observaciones hacia la fuente G19.88-0.53.Ésta distribución da prioridad a los 40” centrales, los cuales encierranla región de interés, y representan en promedio un ∼63% de lasobservaciones totales para cada objeto. . . . . . . . . . . . . . . . . . . 135

B.2. Organización del contenido de los archivos generados para cada fuenteobservada por el telescopio IRAM. En la figura se despliegan losparámetros principales de cada observación y mediante los cuales sepueden discretizar ciertos grupos, como son los diferentes backendsutilizados. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 137

B.3. Distribución de las 84 observaciones hacia la fuente G351.77-0.54, estaimagen representa el tipo de mapeo seguido con el telescopio APEX.Este seguimiento se realizó en los 40” alrededor del centro de apuntado,región dentro de la cual se contiene el 100% de las observaciones. . . . 138

B.4. Organización del contenido de los archivos generados para cada fuenteobservada por el telescopio APEX. En la figura se despliegan losparámetros principales de cada observación. En este caso solo existendos backends y dos configuraciones posibles para ellos. . . . . . . . . 139

151

C.1. Espectros correspondientes a las 38 fuentes que mostraron una relaciónseñal a ruido menor a 3σ. El eje vertical muestra el valor estimado T⋆

A

[K] y el eje horizontal la velocidad respecto a la frecuencia central (ν= 43.424 GHz) en kms−1. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 141

ÍNDICE DE TABLAS

2.1. Objetos candidatos a regiones de formación estelar de alta masaobservables desde el hemisferio norte que destacaron por su fuerteemisión en la transición SiO (J=1→0) durante las observaciones con elradio-telescopio Effelsberg. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 34

2.2. Objetos candidatos a regiones de formación estelar de alta masaobservables desde el hemisferio sur. Muestra observada por eltelescopio APEX. (È) Estos objetos son parte del catálogoATLASGAL no pertenecientes a los catálogos de EGOs (Cyganowskiet al. 2008; Chen et al. 2013). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 35

3.1. Temperaturas pico y rms registrados para las 81 fuentesseptentrionales monitoreadas por el telescopio Effelsberg. La cuartacolumna nos muestra el cociente de pico de emisión sobre el valor deruido asociado. (Á) Fuentes seleccionadas para mapeos con IRAM. . . 47

152

3.2. Intervalos de velocidades sobre los que se ha integrado la emisión deSiO para caracterizar las regiones de emisión a altas velocidades, encaso de no poseer dichas componentes se ha integrado sobre laemisión central de la misma. Asimismo, se reportan la separaciónhacia la componente de alta velocidad corrido al rojo y al azul asícomo la componente de emisión angosta tomada para cada objeto. (a)En este caso no se tiene más que un apuntado único, por lo que lamorfología de la región no pudo ser mapeada. (∗) En estasobservaciones las componentes de alta velocidad no son apreciables,por lo que se integró sobre la componente angosta. . . . . . . . . . . . 53

3.3. (Arriba) Parámetros de línea de la transición SiO (J=5→4)conseguidos a partir de las observaciones de los telescopios IRAM yAPEX. Para los objetos existentes en la muestra de Csengeri et al.(2016) se tomaron los mismos intervalos de integración para calcularla intensidad integrada. (Abajo) Parámetros de línea de la transiciónSiO (J=8→7) conseguidos a partir de las observaciones del telescopioAPEX para tres de los objetos meridionales de nuestra muestra. (∗)Estos objetos no muestran componentes de emisión intensa en las alas.(a) Este objeto se observó como apuntado único. . . . . . . . . . . . . . 84

4.1. Parámetros de línea de la transición SiO (J=2→1) reportados porCsengeri et al. (2016) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 86

4.2. Compilación de densidades columnares para las diferentestransiciones de SiO, en todos los casos se asumió LTE y que laemisión es ópticamente delgada. Para las fuentes en que se contabacon más de una transición se llevó a cabo el cálculo de la Tex

correspondiente, para los otros casos una Tex fue asumida (9.76 K). . . 92

4.3. Comparación entre los parámetros hBe y kT para las fuentesobservadas con el telescopio IRAM. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 95

4.4. Comparación entre los parámetros hBe y kT para las fuentesobservadas con el telescopio APEX. Se muestran las tres fuentes enlas que se logró obtener la temperatura de excitación. (a) Comparaciónpara las fuentes en que se asumió una Tex= 9.76K (promedio). . . . . . 96

4.5. Función de partición para las fuentes en las que se tenía informaciónde más de una transición. (*) Función de partición calculada para latemperatura de excitación promedio. Se asumió esta Tex en los casosen que se obtuvo información sólo de una transición. . . . . . . . . . . 97

153

4.6. Masa calculada para los objetos que mostraron alas con emisión sobre4σ para la transición SiO (J=5→4) y (J=8→7). (∗) Se muestran losintervalos de integración tanto para el ala azul como para el ala roja,así como también la masa encontrada para las integracionesrespectivas. (a) Representa la masa calculada a partir de la integracióncompleta de la línea sobre el punto de emisión máximo, tomando losparámetros usados por Csengeri et al. (2016). (b) y (c) Muestran lamasa obtenida para el área abarcada por la emisión sobre 4σ en el alaazul y roja, respectivamente. Los intervalos de integración se muestranen la segunda y cuarta columna. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 100

4.7. Masa calculada para los objetos que no mostraron alas para la transiciónSiO (J=5→4) y (J=8→7). (∗) En este caso se integró sobre el intervalocentral de la emisión de acuerdo a lo mostrado en la segunda columna. . 100

4.8. Valores del factor de conversión Flujo/T ⋆A, para los telescopios y las

frecuencias utilizadas. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 102

4.9. Resumen de resultados obtenidos para densidades columnares,luminosidad y masa en nuestra muestra. (∗) Distancias obtenidas deJ.H. He et.al 2012. (a) Distancias obtenidas de Wienen et. al. 2015. (b)Distancia obtenida de O. Miettinen et. al. 2006. (+) Resultado noconcordante con lo reportado por Csengeri et al. (2016). (†)Parámetros no obtenidos ya que la observación fue de apuntado único.(♣) Este valor de masa es el obtenido tras la integración de todos loscanales cercanos a la línea ∆v ∼100kms−1. . . . . . . . . . . . . . . . 103

5.1. Relaciones existentes entre nuestra muestra, y regiones relacionadasa etapas tempranas de formación estelar de alta masa. Se muestra lacompilación de resultados en la sección 3.3, denotando si existe, noexiste o no se reporta relación alguna con la región pertinente. (a) Esteobjeto es el único de la muestra, y uno de los pocos objetos a los quese les ha asociado emisión máser de H2CO a 6 cm, la cual se piensatraza las etapas más tempranas de evolución. (∗) Clase asignada segúnCsengeri et al. (2016). (?) Distancia de 0.734′ entre esta región HII y elcentro del EGO reportado, por lo cual su asociación es dudosa. . . . . . 117

A.1. Principales características del detector HERA . . . . . . . . . . . . . . 130

A.2. Backends disponibles para HERA, y sus principales características . . . 131

154

B.1. Organización de los archivos de ciencia obtenidos de IRAM. Deizquierda a derecha se muestra el nombre del archivo generado, elnombre de las fuentes contenidas en dicho archivo, la cantidad deobservaciones para cada una de ellas y la fecha de observación. Estasexposiciones se centraron en la transición SiO (J=5→4). . . . . . . . . 136

B.2. Organización de los archivos de ciencia obtenidos de APEX. Deizquierda a derecha se muestra el nombre del archivo principal, elnombre de las fuentes contenidas en dicho archivo, la línea observada,la cantidad de observaciones para cada una de las noches deobservación y la fecha de observación. . . . . . . . . . . . . . . . . . . 139

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