1

Diciembre 2016

Facultad de

Ciencias Físicas

Observatorio Astronómico

Nacional

M 82

Medio interestelar

GMC

Nubes oscuras

Glóbulos de Bok

2

Astrofísica / Astroquímica

Radioastronomía

Regiones de formación estelar

3

Nebulosa Cabeza de Caballo

Foto

de

Jeff

Ad

kin

s y

Terr

y Lu

thz

VLT

KU

EYEN

+ F

OR

S 2

4

Región de fotodisociación

Objetivos

5

Analizar la influencia de la radiación ultravioleta en las condiciones físicas y químicas de las regiones de fotodisociación asociadas a las regiones de formación estelar

Obtener trazadores moleculares de la radiación UV

Estudiar la química del gas en la galaxia starburst M 82

Examinar las relaciones entre los valores de los trazadores de las PDRs y los brotes de formación estelar

Desarrollar un modelo químico

Mon R2

M 82

6

Mon R2

7 D = 830 pc 2 grados en el cielo

Hu

bb

le

8

Infrarrojo

2.12 μm WFCAM UKIRT

Car

pen

ter

et a

l. (1

99

7)

Mon R2

9

Fuente et al. (2007)

Choi et al. (2000)

Berné et al. (2009)

* * *

Mon R2

Espectros envoltura vs región UC HII

Choi et al. (2000)

10

Rizzo et al. (2003, 2005)

Mon R2

3 posiciones:

IF (0’’,0’’), MP1 (15’’,-15’’), MP2 (0’’,40’’)

IRS 1 en RA = 06 h 07m 46.2 s DEC =-06° 23′ 08.3”

Observaciones

Pilleri et al. 2012

11

1 y 3 mm 83800 MHz - 94073 MHz 103250 MHz - 110601 MHz 205080 MHz - 219950 MHz 259012 MHz - 262004 MHz EMIR, WILMA, VESPA, position switching

Mon R2

Moléculas detectadas

12

Mon R2

87 (IF)

Identificación de líneas

13

Mon R2

Identificación de líneas

14

91 (MP2)

Mon R2

15

Ejemplos de observaciones Mon R2

Observaciones de alta resolución

• 40 kHz VESPA ̴ 0.12 km/s

• HCO+ HCN SO SO + C2H C4H

16

Mon R2

17

Espectro de alta

resolución

Mon R2

Obtención de la Trot y N 1er Caso: ETL y emisión ópticamente transparente

18

Condiciones físicas del gas

• Estudio multitransicional C18O, SO, 13CN, SiO, C2S, SO2, H2CO, H2CS, c-C3H2, HC3N, C4H, CH3OH, CH3CN, y CH3C2H

Mon R2

Método de los diagramas rotacionales

19

Condiciones físicas del gas: Obtención de la Trot y N. Caso de ETL y emisión ópticamente transparente

Mon R2

En IF y MP1 Tk = 50 K En MP2 Tk = 70 K

n(H2) ~ 105 – 106 cm-3 N I

Caso: Una única transición detectada

En IF y MP1 Tk = 50 K En MP2 Tk = 70 K

n(H2) = 5 x 105 cm-3 N I

20

LVG RADEX

Condiciones físicas del gas: Obtención de la Trot y N. Caso de No ETL

Mon R2

Caso: Una única transición detectada.

Coeficientes colisionales no conocidos

ETL emisión ópticamente transparente

La Trot ~ Trot de moléculas con condiciones de excitación similares

Trot ~ 10 y 30 K

21

Condiciones físicas del gas: Obtención de la Trot y N. Caso de No ETL y emisión ópticamente opaca

Mon R2

22

(LTE)

Mon R2

Resultados del análisis

23

Comparación con otras PDRs

G0 102 103 104 105

Mon R2

G0 102 103 104 105

Comparación regiones

24

Mon R2

• Código PDR de Meudon (Le Petit et al. 2006): n entre 104 cm−3 y 107 cm −3. G0 entre 10 y 106 campos Habing.

• Parámetros input del modelo: Abundancias estándar O/H N/H C/H S/H Fe/H AV

• Output del modelo CN/HCN HCO+/HCN CO+/HCO+

HCO/HCO+

25

Trazadores químicos

Nebulosa Cabeza

de Caballo

Mon R2

Barra de Orión

NGC 7023

G0

10 mag

gas y polvo

UV

Mon R2

26

Trazadores químicos

• CO+/HCO+

HCO/HCO+ Indicadores del campo UV

• CN/HCN HCN/HNC

Indicadores de la densidad

• N2H+ Poco abundante en PDRs

Mon R2

27

M 82

M82: Prototipo de galaxia de formación estelar

M82 es una de las más brillantes y más cercanas galaxias de

formación estelar (D=3.9 Mpc, L=3.7 1010 Lsol)

28

HST

M 82

12CO, 13CO, C18O (Weiß et al. 2001)

29

M82: Prototipo de galaxia de formación estelar

X(HCO) = 4 10−10 (García-Burillo et al. 2002) N(HCO)/N(H13CO+)=3.6

M 82

CO+ y HOC+ (Fuente et al. 2005, 2008)

• Abundancias altas de CN, HCO, CO (indicadores de PDR)

• Detección de CO+ y HOC +

30

M82: Prototipo de galaxia de formación estelar

La química del gas en el disco está fuertemente influenciada por los rayos UV

Estudios previos

PDR Estudio de la química del gas molecular en el disco a escalas de

100 pc utilizando mapas interferométricos de 11 líneas moleculares obtenidas con el interferómetro del IRAM PdBI

M 82

Observaciones de 2005, 2010 y 2011

CN 1→0 113.491 GHz 2→1 226.876 GHz N2H + 1→0 93.173 GHz H(41)α 92.034 GHz C3H2 3→2 145.089 GHz H2CO 20,2→10,1145.603 GHz

HC3N 16→15 145.561 GHz CS 3→2 146.969 GHz

31

Observaciones

Otras observaciones C18O 1→0 109.782 GHz (Weiß et al. 2001a) CO 2→1 230.538 GHz (Weiß et al. 2001a) H13CO+ 1→0 86.754 GHz (García-Burillo et al. 2001) HCO 1→0 86.670 GHz (García-Burillo et al. 2001) HOC + 1→0 89.487 GHz (Fuente et al. 2008)

• Realizadas en 2005, 2010 y 2011.

• IRAM NOEMA

• Configuraciones C y D

• Observaciones en 1.3, 2 y 3 mm

• Se detectó desde 86 GHz a 231 GHz

M 82

Mapas

32

M 82

33

Mapas de intensidad integrada M 82

Diagramas p-v a lo largo del plano galáctico

34

M 82

Diagramas p-v de razones de líneas

35

M 82

Correlaciones entre las razones de las temperaturas de brillo

36

Buena anticorrelación

Alta dispersión

M 82

Diagramas p-v: cortes perpendiculares al plano galáctico

37

M 82

Modelizado químico: Elección de puntos

38

Map

a e

spec

tral

de

N2H

+

GP1

GP3 GP4 GP5

GP6

GP2

SS2

SS1

SS3

SS4

CN1

M 82

Densidades de columna y razones de densidad de columna

39

M 82

Comparación de las densidades de columna obtenidas con los mapas de intensidad integrada de las líneas N2H+ 1→0, H(41)α y SiO 2→1.

40

M 82

Abundancias y razones de densidad de columna

41

[CS]/[H13CO+] y [H13CO+]/[C18O]

son bastante uniformes

a lo largo de la galaxia.

Cubos degradados a

5.9’’

M 82

Modelo químico

• Código Meudon

• Modelos:

– tamaño de la nube Av = 5 – 100 mag

– campo UV - campo Draine, 6×103 y 6×102

– la tasa de ionización por rayos cósmicos (ζ=5×10−17 s−1 , 5×10−15 s−1 y 5×10−14 s−1 )

42

gas y polvo

UV UV

Av

M 82

Predicciones del modelo como una función de ζ

43

Se incrementa en 2 órdenes de magnitud

Aumenta en un factor menor que diez

Aumenta en un factor menor que diez

Disminuye en un factor menor que diez

Dispersión

M 82

44

Predicciones del modelo como una función de la Av

N2H+ tiene una abundancia despreciable en las nubes con Av<10 mag Trazador del tamaño de la nubes para tamaños de <50 mag

Constante para tamaños entre ∼5 y ∼20 mag Los altos valores de la abundancia de CS en las nubes de 50 mag no son de confianza.

M 82

Influencia del tamaño de la nube: Modelo de 1 componente

45

Distribución de las nubes en M 82 según la razón [CN]/[N2H+]

Un único componente de nube con tamaños de ∼22 mag puede explicar el valor de GP4

Valores mayores, ∼30, se han medido en las posiciones GP1 y GP6.

[CN]/[N2H+]

GP1

GP4 GP6

M 82

46

Distribución de las nubes en M 82 según la razón [CN]/[N2H+]

Teniendo en cuenta a Fuente et al. (2008b)

2 componentes de nubes en E1

- ∼87% de la masa está contenida en pequeñas de Av∼5 mag

- el resto forma nubes de Av>50 mag

Influencia del tamaño de la nube: Modelo de 2 componentes

[CN]/[N2H+]

M 82

47

PRINCIPALES RESULTADOS

• Primera detección de SO+ y C4H en Mon R2.

• Moléculas características de PDRs: CN, HCN, HCO, C2H y c-C3H2.

• Moléculas complejas: CH3CN, H2CO, HC3N, CH3OH o CH3C2H.

• Indicadoras de PDRs: [CO+]/[HCO+], [HCO]/[HCO+] y [CN]/[N2H+].

• IF y MP1 poseen una química similar a la de las PDRs con alta iluminación UV

(G0 > 103 campos Habing), mientras que la química en el MP2 se asemeja a la

de la nebulosa Cabeza de Caballo (<103 campos Habing).

• El núcleo (∼650 pc) de M 82, hasta escalas de ∼100 pc, se comporta como

una PDR gigante.

• En la zona interna de M 82 los trazadores PDR presentan su máximo de

abundancia.

48

Principales resultados

49

• La detección de H(41)α sugiere que se han formado estrellas masivas

en la zona interna. [CN]/[N2H+] y H(41)α correlan.

• [CN]/[N2H+] es un trazador del tamaño de la nube. La detección de

N2H+ prueba que nubes moleculares de más de >20 mag están

presentes. Existen reservorios de gas molecular para la formación de

nuevas estrellas.

• En la zona externa de M 82 se encuentra la mayor parte del gas

molecular protegido de la radiación UV que en un futuro podría dar

un brote de formación estelar.

• El supershell molecular tiene zonas intensas en N2H+ que podrían ser

sitios de futura formación estelar.

Principales resultados

Artículos

• Chemical footprint of star formation feedback in M 82 on scales of ∼100 pc

Ginard, D.; Fuente, A.; García-Burillo, S.; Alonso-Albi, T.; Krips, M.; Gerin, M.; Neri, R.; Pilleri, P.; Usero, A.; Treviño-Morales, S. P. • Deuteration around the ultracompact HII region Monoceros R2 Treviño-Morales, S. P.; Pilleri, P.; Fuente, A.; Kramer, C.; Roueff, E.; González-García, M.; Cernicharo, J.; Gerin, M.; Goicoechea, J. R.; Pety, J.; Berné, O.; Ossenkopf, V.; Ginard, D.; García-Burillo, S.; Rizzo, J. R.; Viti, S. • Spectral line survey of the ultracompact HII region Monoceros R2 Ginard, D.; González-García, M.; Fuente, A.; Cernicharo, J.; Alonso-Albi, T.; Pilleri, P.; Gerin, M.; García-Burillo, S.; Ossenkopf, V.; Rizzo, J. R.; Kramer, C.; Goicoechea, J. R.; Pety, J.; Berné, O.; Joblin, C. • Massive young disks around Herbig Ae stars Boissier, J.; Alonso-Albi, T.; Fuente, A.; Berné, O.; Bachiller, R.; Neri, R.; Ginard, D.

50

GRACIAS POR VUESTRA

ATENCIÓN

Química en las regiones de

formación estelar galácticas y

extragalácticas