5. 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
18. 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
19. 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
20. 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
21. 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
25. • 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
28. 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
29. 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)
30. • 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
31. 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
40. 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
41. 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
42. 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
43. 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. 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
45. 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. 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
48. • 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. 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
50. 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
