Chemical and dynamical study towards the UC H II region monoceros R2

Resumen

Tradicionalmente las estrellas se han clasificado en dos categorías, estrellas de baja masa (M* ≤ 8 M⊙) y estrellas masivas (M* ≥ 8 M⊙). Esta clasificación se hace en base a dos diferencias principales entre las estrellas de baja y alta masa. La primera diferencia está relacionada con sus últimos estados evolutivos, mientras que una estrella de baja masa termina su vida como una nebulosa planetaria (y luego como una enana blanca), una estrella masiva termina su vida como una supernova que, dependiendo de la masa inicial, puede evolucionar a una estrella de ne-utrones o un agujero negro. La segunda diferencia está relacionada a las etapas evolutivas anteriores a la secue-ncia principal, que marcarán los distintos tiempos de acreción y el tiempo que tardará la estrella en generar reacciones nucleares. En general, la formación estelar se produce en el interior de las nubes moleculares suficientemente densas y frías como para colapsar gravitacionalmente. En particular, las estrellas de baja masa se forman en pequeños glóbulos (de 1-100 M⊙) de forma individual, siguiendo el modelo estándar de formación estelar (e.g., Larson 1969; Stahler et al. 1980a,b, 1981; Shu et al. 1987, 1993). En el caso de las estrellas masivas, las nubes moleculares pueden presentar estructuras filamentarias que convergen a una zona común llamada "hub". El gas fluye a lo largo de es-tas estructuras y es en el interior del "hub" donde se forman las estrellas más masivas. A pesar de que las estrellas masivas (del tipo O y B) son de suma importancia en la determinación de la estruc-tura química, dinámica y morfológica de las galaxias, su proceso de formación es aún poco conocido. Los mode-los teóricos (e.g., Larson 1969; Shu et al. 1987, 1993) que permiten explicar de forma acertada la formación de estrellas de baja masa, presentan problemas cuando se aplican a las estrellas masivas. Esto se debe, a que las estrellas masivas comienzan a producir reacciones de fusión nuclear cuando aún están acretando material de su entorno (Keto & Wood 2006). Esto plantea el primer problema importante, la presión de radiación que generan las estrellas recién formadas arratraría el material que se está acretando, y por lo tanto, evitaría que la estrella alcan-zase masas más elevadas. Actualmente hay dos modelos teóricos que tratan de solucionar estos problemas en la formación de estrellas ma-sivas: El primer método, llamado colapso monolítico (Yorke & Sonnhalter 2002), adapta el mecanismo de forma-ción de estrellas de baja masa para resolver el problema de la presión de radiación. El segundo método, llamado acreción competitiva (Bonnell et al. 2011), propone que las estrellas masivas se forman en cúmulos. Estos cúmu-los forman un pozo de potencial común que acreta el gas de la nube circundante. Dentro del pozo de potencial, la proto-estrella central tendería a acretar más material y a formar la estrella más masiva. Para poder discernir qué escenario explica la formación de estrellas masivas, es completamente necesario llevar a cabo observaciones de-talladas de regiones de formación estelar de alta masa. A pesar de las dificultades observacionales (i. e., las es-trellas masivas se encuentran generalmente muy lejos, embebidas en nubes moleculares con una elevada extin-ción y en cúmulos con varias estrellas en formación), se ha conseguido caracterizar las propiedades observa-cionales más relevantes en la formación estelar masiva (e.g., núcleos moleculares calientes, regiones de gas io-nizado, flujos moleculares o jets, y máseres moleculares). A partir de las perspectivas observacionales se ha pro-puesto un escenario evolutivo para las estrellas masivas: comenzando con una nube colapsando y fragmen-tándose, continuando con el desarrollo de núcleos moleculares calientes, hasta el desarrollo de una región de gas ionizado (o regiones HII). Las estrellas masivas tienen un efecto dramático sobre el medio que las rodea. Una estrella joven, de tipo espec-tral O o B, emitirá fotones ultravioleta (UV) capaces de ionizar el medio que la circunda. Estos fotones, con ener-gías hν > 13.6 eV, pueden ionizar el hidrógeno, formando así una región HII. Esta estrella támbien emitirá fotones, con 6 eV < hν < 13.6 eV, capaces de disociar las moléculas de hidrógeno (H2) y de monóxido de carbono (CO), además, pueden ionizar carbono y otros átomos de potenciales de ionización más bajos (e.g., S, Fe, Si, Mg). Esto fomentará la formación de una región fotodominada (o PDR) alrededor de la región HII . La composición química y física de las PDRs están dominadas por el campo de radiación de ultravioleta lejano (FUV, de sus siglas en in-glés) generado por la estrella central. El estudio de las PDRs evidencia la importancia de la radiación de fotones del lejano ultravioleta (6 eV < hν < 13.6 eV) en la estructura física, química, termodinámica y en la evolución del medio interestelar neutro asociado a estrellas masivas. La región Mon R2, localizada a una distancia de 830 pc, es el sitio de formación estelar más activo en la nube mo-lecular de Monoceros. Mon R2 presenta una estructura filamentaria que converge hacia el área central o "hub". En el centro de la región se encuentra un grupo de estrellas masivas (IRS1 a IRS7) recién formadas, asociadas a una región UCH II que, a su vez, está rodeada por una serie de PDRs con diferentes condiciones físicas y químicas. La PDR principal está siendo irradiada por un campo de radiación UV con una intensidad de G0 > 10^5 (en unida-des de campo de Habing) y corresponde espacialmente con la fuente infrarroja principal IRS1 (esta posición coi-ncide con el frente de ionización y es etiquetada como IF, por sus siglas en inglés). Las grandes densidades y temperaturas presentes en la región generan una química rica y diferente de la que se encuentra en las PDRs irradiadas con campos UV de baja (o mediana) intensidad. Además de la PDR principal, existe una segunda lo-calizada a 40" al norte de IRS1. Esta PDR corresponde con un pico molecular (posición MP2) y presenta una quí-mica similar a la encontrada en PDRs irradiadas con campos UV de baja (o mediana) intensidad, por ejemplo la PDR localizada en la Cabeza de Caballo (G0 ~ 100-1000). Por lo tanto, debido a sus características, Mon R2 se convierte en una fuente ideal para estudiar la dinámica de una región de formación estelar masiva, así como para estudiar la química de dos PDRs con condiciones físicas diferentes. OBJETIVOS, ESTRATEGIA Y ORGANIZACIÓN El objetivo principal de esta Tesis es estudiar la dinámica-cinemática y la química de las PDRs asociadas a la re-gión de formación estelar en Mon R2. Para realizar este estudio, se han utilizando el radio-telescopio 30m de IRAM, localizado en Sierra Nevada (Granada, España). Para el estudio de la dinámica-cinemática de la región, se ha cartografíado en ^(13)CO (1-0), C^(18)O (1-0), HNC (1-0) y N2H^+ (1-0) una región de 163.5 arcmin^2 alre-dedor de IRS1. Para el estudio químico, se ha llevado a cabo un survey espectral (84.0-350.0 GHz) con alta resolución espectral y gran sensibilidad en dos posiciones claves de la región, IF y MP2. También se han observado mapas cubriendo una área de 2'x2' alrededor del la posición IF en algunas frecuencias seleccionadas. La reducción-análisis de los datos y la identificación de las líneas ha sido llevada acabo con el paquete CLASS/GILDAS. En base a las obser-vaciones a gran escala hemos realizado: i) mapas de intensidad integrada de las moléculas observadas y se han comparado con mapas de N(H2) obtenidos con Herschel y mapas de infrarrojo obtenidos con Spitzer y WISE. ii) Se han identificado una serie de filamentos que forman la nube molecular y se han calculado los gradientes de velocidad a lo largo de estos. iii) Se ha realizado un estudio de la estabilidad de dichos filamentos utilizando princi-palmente la emision de ^(13)CO (1-0) y C^(18)O (1-0). v) Se ha estudiado la cinemática de los filamentos a partir de las mismas líneas. En base al survey espectral hemos realizado: i) un inventario químico de la región. ii) Un estudio estadístico de los anchos presentados por diversas familias de moléculas. iii) En base a los mapas observados se realizó un estudio morfológico de la región y se han comparado los resultados con los obtenidos por el estudio estadístico. iv) Se han hecho cálculos de columnas de densidad, temperaturas de rotación y abundancias de las especies químicas detectadas, y se han comparado estos resultados con los observados en otras fuentes. v) Se ha realizado un estudio detallado de las moléculas deuteradas y se han comparado los resultados observacionales con las pre-dicciones de un modelo de evolución química pseudo dependiente del tiempo (Roueff et al. 2007). Esta Tesis está estructurada en cuatro partes. La Parte I, titulada "Introducción", describe los constituyentes de la Vía Láctea, los principios básicos de formación estelar y los efectos de las estrellas masivas en su entorno (e. g., formación de regiones HII y PDR). En la Parte II, titulada "Monoceros R2", se presenta una descripción global de la región estudiada (Capítulo 4), el análisis de las observaciones a gran escala (Capítulo 5), el análisis del survey espectral (Capítulo 6) y un estudio más detallado, incluyendo modelización de la química de los compuestos deu-terados (Capítulo 7). La Parte III resume los resultados principales, encontrados en la Parte II, y propone las ba-ses del trabajo futuro. Finalmente, la Parte IV consta de tres Apéndices que presentan las Tablas y las Figuras correspondientes a los capítulos presentados en la Parte II. RESULTADOS PRINCIPALES Nuestros mapas de intensidad integrada de ^(13)CO y C^(18)O muestran que la mayor parte de la masa se con-centra en una región de unos 9'x9' que llamaremos "hub" en la que convergen varios filamentos. Nuestros datos revelan que la cinemática de la región es compleja, con una estructura filamentaria que converge en el centro de la región. Analizando los mapas de velocidad de diferentes trazadores moleculares, hemos identificado 13 fila-mentos (F1, F2, F3, F4, F5, F6, F7, F8, F9, F10-10A, F11, F12 y F13) que coinciden con los observados anterior-mente con Herschel. Los gradientes de velocidad encontrados a lo largo de los filamentos corresponden con flujos de acreción de masa de ~ 10^(-4)-10^(-3) M⊙ yr^(-1). Todos los filamentos presentan evidencia de fragmentación, en particular, los mapas de canales de ^(13)CO y C^(18)O confirman la fragmentación de al menos cinco de estos filamentos (F1, F5, F9, F10 y F13). La estructura filamentaria de la región parece extenderse hasta el centro, don-de se detectan tres filamentos principales con propiedades químicas diferentes: un filamento a 10 km s^(-1) que rodea la región UC HII y tiene un máximo cercano a IRS1, un filamento a 8 km s^(-1) asociado a una PDR de me-nor campo UV que tiene su máximo en la posición (0",40") (MP2) y un filamento a 12 km s^(-1) que no presenta ninguna evidencia de interacción con los fotones UV. Estos filamentos convergen hacia la región HII formando una espiral alrededor de esta. Esto sugiere la idea de una región UC HII en expansión que comienza a romper la estructura filamentaria donde fue formada, mientras que el material sigue cayendo hacia el centro de la región a lo largo de los filamentos. En base al survey espectral hemos realizado un inventario químico de Mon R2, enfocándonos en el estudio de las posiciones IF y MP2. Hemos encontrado mas de 65 especies, la lista incluye trazadores típicos de PDRs, molé-culas complejas, moléculas deuteradas, iones y líneas de recombinación. Las líneas detectadas presentan dife-rentes perfiles de velocidad en ambas posiciones. La mayoría de las líneas presentan dos componentes de velo-cidad. La componente a 10 km s^(-1) está presente en las dos posiciones y parece estar asociada con la capa más expuesta a la radiación UV generada por IRS1. La componente de velocidad a 12 km s^(-1) solo se detecta en la posición IF que está asociada la nube molecular. Finalmente, la componente a 8.5 km s^(-1) solo se detecta en la posición MP2 y está relacionada con una segunda PDR iluminada por un campo UV menor. Hemos hecho una separación de las líneas detectadas en base a los elementos que conforman cada especie (moléculas deuteradas, iones, moléculas azufradas, moléculas nitrogenadas, moléculas complejas, hidrocarburos y especies con CO) y hemos realizado un estudio estadístico comparando los anchos de líneas y la energía del nivel superior de cada transición (Eup). En base a este estudio encontramos que la turbulencia (o los movimientos globales) controlan los anchos y los perfiles de las líneas en la región. Las transiciones con energías más bajas parecen estar trazando las capas más externas, en una envolvente más turbulenta, mientras que las transiciones con energía más alta están trazando los núcleos de gas densos. Con la finalidad de investigar el efecto de la radiación UV, se han calculado las columnas de densidad, tempe-raturas de rotación y abundancias de las especies químicas detectadas, y se han comparado estos resultados con los observados en otras PDRs (la barra de Orion, NGC 7023 y la Cabeza de Caballo). En esta comparación en-contramos que C^(18)O, HCO^(+), N2H^(+), SO, SO^(+), HCS^(+), CS, CH3OH y CH3CCH presentan abundan-cias similares para ambientes con diferentes campos de radiación. Moléculas como DCO^(+), l-C3H^(+), CH3CN, CF^(+), HN^(13)C y los hidrocarburos tienden a incrementar sus abundancias en las PDRs irradiadas por campos UV de baja intensidad, mientra que CO^(+) y CN tienden a incrementar sus abundancias en las PDRs irradiadas por campos UV de alta intensidad. También se realizó una comparación de las abundancia en las PDRs con los encontrados en diferentes tipos de fuentes (nubes oscuras, un núcleo caliente y un choque). La mayoría de las moléculas son más abundantes en las otras fuentes que en las PDRs, sin embargo hay moléculas que presentan abundancias similares en PDRs y las nubes obscuras (e.g., CS y algunos hidrocarburos). Se ha realizado un estudio detallado de las moléculas deuteradas y se han comparado los resultados observa-cionales de estas moléculas con las predicciones de un modelo de evolución química pseudo dependiente del tiempo. Se han calculado la fracciones de deuteración (Dfrac) en las PDRs asociadas a las posiciones IF y MP2 y encontramos que no hay diferencias significativas entre estas dos posiciones. De lo cual puede concluirse que la emisión de las moléculas deuteradas proviene de núcleos densos dentro de la PDR, donde el gas está protegido de la radiación UV. Para HNC, HCN, C2H y H2CO se han encontrado valores de Dfrac ~ 0.01, mientras que para HCO^(+), N2H^(+) y NH3 hemos encontrado Dfrac < 0.001. Estos valores son consistentes con las predicciones del modelo en fase gaseosa para T ~ 0.1 Myr, que es el tiempo de vida estimado para una región UC HII. Final-mente, en base a nuestros resultados observacionales y su comparasión con los modelos químicos, hemos encontrado que la química de las moléculas deuteradas es un buen reloj químico para regiones de baja y alta masa.