Resumen de Study of the chemo-dynamical coupling in the formation of solar-like stars
- español
El proceso de formación estelar es un proceso complejo en el que intervienen multitud de factores, uno de ellos el factor químico. Tanto el contenido molecular como las abundancias elementales de Carbono, Nitrógeno y Azufre, así como los rayos cósmicos, influyen en dicho proceso modificando el balance térmico del gas y su acoplamiento con campos magnéticos. Con el objetivo de constreñir estos parámetros, caracterizamos químicamente la región de formación estelar TMC 1, en la nube molecular de Tauro.
En el análisis químico de los núcleos pre-estelares TMC1-C, TMC1-NH3 y TMC1-CP, estimamos las abundancias elementales de C, O y S a partir de observaciones espectroscópicas de diversos trazadores, el cálculo de abundancias y la comparación con modelos químicos en fase gaseosa. Obtenemos la tasa de ionización por rayos cósmicos en la región traslúcida de TMC 1 y observamos además una interesante depleción de azufre temprana, en torno a un orden de magnitud, que abre incógnitas sobre la naturaleza de los compuestos azufrados en nubes moleculares. Para abordar este problema nos valemos de la molécula H2S, formada sobre la superficie de los granos de polvo. El análisis de la abundancia de esta molécula nos ofrece información sobre los procesos que ocurren en la superficie de los granos de polvo. Mediante observaciones de líneas de H2S, el cálculo de sus abundancias y la comparación con modelos químicos confirmamos la prevalencia de H2S como molécula azufrada en mantos de hielo sobre granos. Encontramos además que la abundancia gaseosa de esta molécula parece ser sensible a los cambios en la composición de la superficie de dichos granos de polvo y la formación de hielo en nubes moleculares.
Finalmente, caracterizada la región traslúcida de la nube molecular TMC 1, nos disponemos a estudiar el gas denso, calculando la tasa de ionización por rayos cósmicos en el interior de los núcleos pre-estelares TMC1-C y TMC1-CP mediante la emisión de moléculas deuteradas. La deuteración es además un reloj químico que nos permite establecer jerarquías evolutivas dentro del mismo filamento. Analizando la emisión de líneas de DNC, DCN, N2H+ y N2D+ obtenemos la abundancia de dichas moléculas, resultando en una fracción de deuterio mayor en TMC1-C, indicativo de una mayor edad respecto a TMC1-CP. La comparación de las abundancias obtenidas con modelos químicos nos ofrece un valor de tasa de ionización de rayos cósmicos inferior a lo observado en la región traslúcida, constatando su descenso con la extinción. Finalmente, procedemos a confirmar el estado evolucionado de TMC1-C mediante modelos dinámicos de colapso y transferencia radiativa de las diferentes especies observadas.
- English
Astrochemistry is the study of the chemical composition of interstellar objects and the chemical reactions occurring in space. How species interact have a great impact in the process ofstar formation. In fact, determining aspects for the dynamical behavior of interstellar matterare the gas cooling rate and the ionization degree, highly influenced by the gas chemistryand molecular abundances. Indeed, efficient gas cooling diminishes thermal supportagainst gravity, leading to fragmentation and collapse of molecular filaments into pre-stellarcores. Here, elemental depletions of Carbon (C) and Oxygen (O) are key to determine thecooling rate of the gas, as CO and CII are the main coolants in molecular clouds. The ionizationfraction of the gas is involved in gas dynamics as well, since it controls the couplingof the gas with the magnetic fields. Magnetic fields thus drive the dissipation of turbulenceand angular momentum transfer in the cloud collapse and the dynamics of accretion disks.The ionization fraction of the gas is, in absence of other ionization agents like X-rays, UVphotons, and shocks, proportional to ³H2 , the cosmic-ray ionization rate for H2 molecules.Other factors that affect the ionization degree of the gas are the molecular abundances andelemental depletion factors. Towards the surface of a cloud (Av Ç 4 mag), Carbon is the maindonor of electrons. Deeper into the cloud however, in the range Av » 4¡7 mag, Sulphur (S)becomes the main donor of electrons. This range of extinctions encompasses a large fractionof the molecular cloud’s mass...
