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1
Diciembre 2016
Facultad de
Ciencias Físicas
Observatorio Astronómico
Nacional
M 82
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Medio interestelar
GMC
Nubes oscuras
Glóbulos de Bok
2
Astrofísica / Astroquímica
Radioastronomía
Regiones de formación estelar
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3
Nebulosa Cabeza de Caballo
Foto
de
Jeff
Ad
kin
s y
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VLT
KU
EYEN
+ F
OR
S 2
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4
Región de fotodisociación
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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
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6
Mon R2
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7 D = 830 pc 2 grados en el cielo
Hu
bb
le
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8
Infrarrojo
2.12 μm WFCAM UKIRT
Car
pen
ter
et a
l. (1
99
7)
Mon R2
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9
Fuente et al. (2007)
Choi et al. (2000)
Berné et al. (2009)
* * *
Mon R2
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Espectros envoltura vs región UC HII
Choi et al. (2000)
10
Rizzo et al. (2003, 2005)
Mon R2
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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
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Moléculas detectadas
12
Mon R2
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87 (IF)
Identificación de líneas
13
Mon R2
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Identificación de líneas
14
91 (MP2)
Mon R2
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15
Ejemplos de observaciones Mon R2
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Observaciones de alta resolución
• 40 kHz VESPA ̴ 0.12 km/s
• HCO+ HCN SO SO + C2H C4H
16
Mon R2
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17
Espectro de alta
resolución
Mon R2
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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
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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
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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
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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
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22
(LTE)
Mon R2
Resultados del análisis
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23
Comparación con otras PDRs
G0 102 103 104 105
Mon R2
G0 102 103 104 105
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Comparación regiones
24
Mon R2
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• 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
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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
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27
M 82
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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
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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)
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• 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
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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
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Mapas
32
M 82
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33
Mapas de intensidad integrada M 82
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Diagramas p-v a lo largo del plano galáctico
34
M 82
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Diagramas p-v de razones de líneas
35
M 82
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Correlaciones entre las razones de las temperaturas de brillo
36
Buena anticorrelación
Alta dispersión
M 82
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Diagramas p-v: cortes perpendiculares al plano galáctico
37
M 82
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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
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Densidades de columna y razones de densidad de columna
39
M 82
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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
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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
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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
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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
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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
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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
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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
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47
PRINCIPALES RESULTADOS
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• 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
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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
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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
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GRACIAS POR VUESTRA
ATENCIÓN
Química en las regiones de
formación estelar galácticas y
extragalácticas