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Química en las regiones de formación estelar galácticas y extragalácticas

  • Autores: David Ginard Pariente
  • Directores de la Tesis: Asunción Fuente Juan (dir. tes.)
  • Lectura: En la Universidad Complutense de Madrid ( España ) en 2016
  • Idioma: español
  • Tribunal Calificador de la Tesis: Elisa de Castro Rubio (presid.), María África Castillo Morales (secret.), Santiago García Burillo (voc.), Belén Tercero Martínez (voc.), Alvaro Sánchez Monge (voc.)
  • Programa de doctorado: Programa de Doctorado en Astrofísica por la Universidad Complutense de Madrid
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  • Resumen
    • El objetivo de la tesis es la caracterización de la química de las regiones de formación estelar, regiones HII, en particular las regiones de fotodisociación, PDRs, en regiones galácticas y extragalácticas. La radiación UV producida por la estrella formada en los primeros estadios calienta e ioniza el gas circundante produciendo una región HII. Las regiones HII fotoionizadas están asociadas a las zonas de formación estelar. Alrededor del gas ionizado, se crea una región de fotodisociación donde si bien el gas es neutro sólo sobreviven los átomos y moléculas resistentes a la radiación UV. Altas abundancias en trazadores de gas denso y altas densidades de columna de iones son indicadores de regiones de fotodisociación.

      Se investiga la región HII ultracompacta Mon R2 y la zona central de la galaxia de intensa formación estelar M82, como prototipos de regiones de fotodisociación PDR.

      Se presenta un estudio químico del gas molecular que rodea la región HII ultracompacta Mon R2. Este estudio se ha basado en observaciones de líneas moleculares utilizando el radiotelescopio de 30m de IRAM situado en Pico Veleta. Se detectaron más de 30 especies moleculares diferentes y se utilizó el código químico de Meudon para interpretar sus abundancias. A partir de este estudio, se determinó un conjunto de indicadores químicos que nos informan de la intensidad media del campo ultravioleta (UV) en una región. Así, la detección de CO+ está asociada a un campo UV mayor que 1000 Habing, trazando principalmente el gas molecular que rodea las regiones HII. Otras moléculas como CN, C2H, c-C3H2, están asociadas a campos ultravioleta similares o mayores que 10 Habing. A escala galáctica, se puede decir que estas moléculas trazan los bordes de las nubes y el gas que rodea a las estrellas de baja masa (T Tauri y Ae). Finalmente hay un grupo de moléculas, como N2H+, que solo son abundantes en regiones densas, frías y que están bien apantalladas del campo ultravioleta externo. Se puede decir que N2H+ traza el gas denso en el interior de las nubes moleculares que puede dar lugar a la formación de nuevas estrellas.

      Una vez establecidas estas conclusiones, se utilizaron estos indicadores químicos para el estudio de la formación estelar en la galaxia con brotes de formación estelar M82. Para ello, primero se obtuvieron imágenes interferómetricas usando el interferómetro NOEMA (IRAM) en líneas moleculares de CN, N2H+, CS, H2CO, y c-C3H2, y en la línea de recombinación H(41)alpha. Se utilizaron modelos químicos de regiones de fotodisociación (en concreto el modelo de Meudon) para sintetizar la emisión de distintos tipos de nubes. La razón CN/H2H+ resultó ser extremadamente útil para determinar el tamaño de las nubes. Puesto que la emisión de CN proviene principalmente de la superficie y la de N2H+ del interior, la razón de abundancias CN/N2H+ es un excelente indicador del tamaño medio de las nubes en distintas posiciones de la galaxia. A partir de las observaciones interferométricas hechas se concluyó que el gas molecular apto para formar estrellas se encuentra principalmente en el anillo externo (órbitas x1) del núcleo de M82, y es allí donde es más probable que se produzca un nuevo brote de formación estelar en el futuro.

      La caracterización y estudio de las regiones HII, en estrellas y galaxias, son piezas clave para comprender la química y física de las nubes moleculares y en general del medio interestelar. La utilización de grandes interferómetros milimétricos como NOEMA y ALMA permite resolver las galaxias más cercanas hasta escalas espaciales similares a los tamaños de las nubes individuales (menor que 100 parsecs). Esto permite aplicar las técnicas observacionales y los métodos de análisis que antes eran exclusivos de la astronomía galáctica al estudio del medio interestelar de las galaxias externas.


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