The cold and dense interstellar medium of m33

Resumen

Esta tesis profundiza en el estudio de la emisión de las líneas moleculares de HCN, HCO+ y 12CO en la galaxia espiral cercana de tipo SA(s)cd M33. El objetivo de esta tesis es avanzar en el conocimiento de estos trazadores de gas molecular difuso y denso y su dependencia en factores ambientales, tales como la metalicidad, extinción óptica, densidad, campo ultravioleta lejano así como la tasa de formación estelar. Los trazadores moleculares permiten explorar las zonas donde se produce formación estelar: las regiones frías y densas del medio interestelar. Aún no existe una teoría global acerca de la dependencia de las abundancias moleculares y las líneas de emisión con los numerosos parámetros físicos y químicos que gobiernan el estado del medio interestelar. Además de esto, la correcta interpretación de la emisión de líneas moleculares es compleja, puesto que las propiedades físicas y químicas de las regiones emisoras varían dentro de las propias galaxias, así como de una galaxia a otra. El presente estudio está motivado por un cierto número de preguntas de actualidad relacionadas con la emisión molecular en el campo de la formación estelar en galaxias entre las que se encuentran las siguientes: ¿Qué moléculas son buenos trazadores del gas denso? ¿Qué moléculas son buenos trazadores de formación estelar en galaxias? ¿Qué impacto tienen la metalicidad y/o los parámetros de las nubes (extinción óptica, densidad, intensidad del campo ultravioleta lejano) en la interpretación de los trazadores moleculares? Para encarar estas preguntas el objeto elegido es M33 la galaxia espiral más cercana después de la Galaxia de Andrómeda. Su baja inclinación (i=56 grados) y proximidad (D = 840 kpc) dan como resultado una pequeña línea de visión a través del disco y nos permite estudiar la estructura del mismo y resolver complejos de nubes moleculares individuales. Además, la metalicidad subsolar de M33 - un factor 2 por debajo de la metalicidad solar - ofrece la posibilidad de estudiar el impacto de una baja metalicidad en los trazadores moleculares. Las galaxias cercanas como M33, con una baja inclinación, en las cuales se pueden resolver complejos de nubes individuales, mientras que la estructura del disco es observable, funcionan como un paso intermedio para relacionar las observaciones en la Vía Láctea con observaciones de galaxias lejanas. Por lo tanto, las conclusiones obtenidas a partir de M33 suponen una información muy valiosa para la interpretación de observaciones del medio interestelar de galaxias en general. Esta tesis se enmarca en el "Herschel open-time key program" - "HerM33es", un estudio con el satélite Herschel de las más importantes líneas de enfriamiento del gas (CII, OI, ...) así como de la emisión continua del polvo (Kramer et al. 2010). Esto dio acceso a una base de datos complementaria exhaustiva, obtenida por el consorcio HerM33es, que incluye, entre otros, mapas de HI, 12CO(2-1), H-alpha, ultravioleta lejano y cercano, así como de emisión continua de polvo. De esta manera, disponemos de información auxiliar acerca del medio interestelar de M33, por lo que es posible deducir factores ambientales, tales como la tasa de formación estelar o la intensidad del campo ultravioleta lejano. Estos datos permiten investigar la distribución espectral de energía del polvo en el disco de M33. Este trabajo ha sido publicado en Kramer, Buchbender et al. (2010) y en Xilouris et al. 2012, y es brevemente presentado en esta tesis. En estos estudios, usamos un modelo de cuerpo negro modificado de dos componentes con diferentes temperaturas para describir la distribución espectral de energía del polvo a longitudes de ondas mayores de 24um. Promediando el continuo del polvo sobre anillos galactocéntricos se deduce que un exponente de emisividad del polvo de ß=1.5 consigue describir correctamente los datos para todos los radios. Además, la temperatura de la componente de polvo frío disminuye con el radio, desde 25K en el centro hasta unos 13K en la periferia de M33, mientras que la componente templada varía desde 77K a 51K. El estudio de las líneas HCN, HCO+ y CO presentado en esta tesis sigue una doble estrategia. En primer lugar, se observó una muestra de siete nubes moleculares gigantes con distintas propiedades en las transiciones de base de HCN, HCO+, 12CO y 13CO con el telescopio de 30m del Instituto de Radioastronomía Milimétrica (IRAM) en observaciones de tipo "single point" (punto único) con una resolución espacial de ~115pc. Las nubes moleculares gigantes observadas están situadas en radios galactocéntricos de hasta 4.6kpc y cubren un amplio rango de parámetros físicos. Las masas de gas molecular de las nubes varían en un factor 120 entre 0.1x10^5 y 13x10^5 masas solares, las tasas de formación estelar trazadas por H-alpha y la emisión a 24um en un factor 50 y las luminosidades totales infrarrojas en un factor mayor de 20. Las temperaturas de la componente fría del polvo de las nubes moleculares gigantes se encuentran entre 19K y 25K. Todas las nubes fueron identificadas en un sondeo con 12CO de M33 hecho por Gratier et al. 2012, quien clasificó cuatro nubes como nubes evolucionadas, es decir, mostrando signos de formación estelar incrustada y expuesta (H-alpha y emisión a 24um y 8um). Dos nubes muestran únicamente formación estelar incrustada (emisión a 24um y 8um), mientras que para una de las nubes el estado evolucionario no está claro. Los datos son analizados, entre otros, utilizando modelos de regiones fotodominadas (PDRs, a partir de las siglas en inglés de "Photon Dominated Regions") del código PDR de Meudon (LePetit et al. 2006, González-García et al. 2008). Una gran parte de los resultados de los análisis de esta muestra de nubes moleculares gigantes ha sido publicado en Buchbender et al. 2013a. A partir de ahora nos referiremos a esta muestra como "sample 1". En segundo lugar, obtenemos información de la distribución espacial a pequeña escala, así como de la estructura en velocidad de los trazadores de gas denso. Para ello se observó una nube molecular gigante individual (GMC, a partir de las siglas en inglés "Giant Molecular Cloud") de la muestra en HCN(1-0), HCO+(1-0) y 12CO(1-0) a una alta resolución de ~25pc (5-7") con el interferómetro del Plateau de Bure de IRAM (PdBI) así como con el telescopio de 30m para añadir información acerca de la componente extensa. El campo de visión de los mapas es de unos 300pc. La resolución en velocidad de los datos de HCN y HCO+ es 2 km/s, mientras que la de los datos de 12CO es 0.5 km/s. La nube molecular gigante elegida (GMCno3) es una interfaz entre una región HII (La región HII es BCLMP302 Boulesteix et al. 1974) y una nube molecular gigante, situada a una distancia galactocéntrica de 2.2kpc al norte de M33. Es una nube evolucionada con formación estelar expuesta e incrustada, como trazan la emisión de H-alpha, 24um y 8um (Gratier et al. 2012). Un cúmulo estelar joven, (cúmulo número 16 en Bedin et al. 2005) se ha formado recientemente a partir de la nube, puesto que su posición coincide con el pico de H-alpha, emisión a 24um, y ultravioleta lejano. Las observaciones con el PdBI revelan entre cinco y seis "nubes" en HCN y HCO+ dentro de GMCno3, al que nos referiremos como "sample 2" a partir de ahora. En el momento de escribir esta tesis, el análisis de los datos interferométricos sigue en proceso, por lo que sólo daremos los primeros resultados. Una comparación entre las intensidades de línea de HCN y HCO+ muestra que la emisión de HCO+ es en media mayor que la de HCN. La proporción entre las intensidades de línea de HCO+/HCN varía dentro de la GMC resuelta GMCno3 en el rango de 0.5-1.75 y para las GMCs del sample 1 entre 1.1 y 2.5. De esta manera, se encuentran variaciones locales y globales significantes a lo largo del eje mayor de M33 del ratio de intensidades de línea de HCO+/HCN. Los ratios medios de las GMCs en M33 son mayores que los valores encontrados para las GMCs en M31 (Brouillet et al. 2005), y comparables, o menores que los valores obtenidos para las GMCs en la Gran Nube de Magallanes (LMC, a partir de las siglas en inglés "Large Magellanic Cloud"), donde se observan ratios de hasta 3.5 (Chin et al. 1997, Chin et al. 1998). Es más, los ratios del sample 1 se sitúan en el límite superior de la distribución de ratios obtenida para los discos de galaxias infrarrojas (ultra-)luminosas (ULIRGs), donde se observan valores tan bajos como 0.4 (Baan et al. 2010; Costagliola et al. 2011). Los ratios de HCN/CO y HCO+/CO del sample 1 varían entre 0.4-2.9% y 0.6-3.5%, respectivamente. Comparados con los ratios en GMCs de los brazos espirales de M31 (Brouillet et al. 2005), el rango observado es ligeramente mayor. En comparación, los ratios de HCN/CO y HCO+/CO en el sample 2 son, en media mayores en el rango de 1.4-6.3% y 1.4-5.7%, respectivamente. La fracción observada de gas denso es mayor en esta muestra probablemente porque el gas denso cubre un área relativamente mayor en el beam de 25pc (que es más pequeño). Dentro de la nube molecular gigante se encuentra que la fracción de gas denso trazado por HCN/CO y HCO+/CO aumenta continuamente hacia el cúmulo estelar joven (véase arriba), que se sitúa en el Sur en la vecindad de la nube. Esto indica que el gas denso, trazado por HCN y HCO+, puede resistir la radiación fotoionizante de las estrellas O/B del cúmulo mejor que el gas difuso trazado por 12CO, con el debido cambio en filling factors relativos a los dos componentes. Esto muestra que los procesos evolutivos están afectando la fracción de gas denso observado. A partir de las líneas de emisión de sample 1 se estiman las abundancias de las moléculas, asumiendo que se encuentran en equilibrio termodinámico local. Para ello, se utilizan las temperaturas de la componente fría del gas en el rango 19-25K como una estimación para la temperatura de excitación del gas. Se encuentra que HCN es más abundante que HCO+ con ratios de abundancia de [HCN]/[HCO+] de 2-5. Las abundancias derivadas de HCO+ y HCN coinciden con ellas encontradas en la Gran nube de Magallanes en un factor 0.5dex. En cambio, la barra de Orion, una región de formación estelar masiva, muestra abundancias de los tres trazadores significativamente altas de 0.7 dex a 1.8 dex (también válido para la Gran nube de Magallanes, Omont et al. 2007). Estas llamativas diferencias pueden estar reflejando las metalicidades en la Gran nube de Magallanes y M33 por debajo de un factor dos de la metalicidad solar. Pese a la menor abundancia de HCO+ en los nubes moleculares gigantes se encuentra que su emisión es más extensa que la de HCN en las observaciones del PdBI en GMCno3. Junto a la emisión de HCO+ (más fuerte en media), esto refleja que la densidad crítica de la transición HCO+(1-0) (n_crit = 3x10^4 cm^-3) es un orden de magnitud más baja en comparación con la de HCN(1-0) (n_crit = 2x10^5 cm^-3). Por lo tanto, la línea de HCO+(1-0) puede volverse más fuerte que la de HCN(1-0) para densidades más bajas que la densidad crítica de HCN(1-0), incluso si es menos abundante. Por la misma razón HCO+ puede tener sistemáticamente "filling factors" (factor de relleno) de área/volumen más altos. Nótese una diferencia en el filling factor del área puede conducir en un sesgo hacia mayores ratios de HCO+/HCN, ya que un mayor filling factor del "beam" (haz) aumenta la temperatura de antena de un radiotelescopio. Aquí, este efecto en sí se manifiesta como un mayor ratio de intensidad de línea HCO+/HCN en las observaciones de single point en el 30m que en las observaciones de mayor resolución del PdBI de GMCno3. Esto se debe a diferentes factores de filling factor de área de las dos moléculas en los distintos elementos de resolución. En las observaciones de GMCno3 del PdBI la extensión espacial de HCO+ es similar a la de 12CO. La emisión de HCO+ es, en cambio, más grumosa con cinco "condensaciones" (a las que nos referiremos como nubes de aquí en adelante) sobre una emisión más difusa. En contraste, HCN no muestra emisión extendida y está confinada en seis nubes, que a su vez están asociadas a las que se ven en HCO+. Las nubes pequeñas no están resueltas con la resolución de 25pc obtenida en las observaciones. A partir de espectros medios de las nubes individuales se observa que 12CO y HCO+ están bien alineados en velocidad, con similares anchuras de línea en el rango de Dv ~ 6-10 km/s. En contraste las componentes de estructura hiperfina individuales de HCN - que están parcialmente resueltas - tienen anchuras de línea mucho menores de Dv = 3-5 km/s. La diferencia en las anchuras de línea indica que HCN viene de una parte del gas menos turbulenta que los otros dos trazadores. Esto se interpreta como un indicio de un conjunto no resuelto de nubes dentro del beam de 25 pc. En este trabajo se propone un escenario en el cual sólo un subgrupo del conjunto de nubes tiene densidades suficientemente altas (es decir n(H) > 1x10^4 - 1x10^5 cm^-3) como para brillar en la transición HCN(1-0). En este escenario la emisión de HCO+(1-0), además de las nubes densas, procede de nubes con menor densidad (n(H) > 1x10^3 cm^-3). Los anchos de línea similares de HCO+ y 12CO muestran que ambas moléculas emiten a partir de un conjunto de nubes similares con velocidades de dispersión parecidas. Este escenario es respaldado por observaciones de HCN y HCO+ en grumos individuales dentro de GMCs en la Gran nube de Magallanes por Seale et al. 2012. En este trabajo se encuentra que sólo los grumos más densos y masivos emiten en HCN y HCO+, mientras que muchos más grumos se detectan sólo en HCO+. Las restricciones a las valores de la densidad de los distintos conjuntos de nubes en este escenario están tomados a partir de los resultados de la investigación de la excitación y las condiciones de formación química de HCN y HCO+, que se resumen en los siguientes párrafos. Para investigar los efectos de las variaciones de temperatura y densidad sobre las condiciones de excitación de HCO+ y HCN se utiliza el código de transferencia radiativa en equilibrio estadístico RADEX (van der Tak et al. 2007). Se obtienen temperaturas de excitación para las nubes moleculares gigantes a partir de la temperatura de la componente fría del polvo de éstas, en el rango de 19-25 K; pese a todo, se estima que un gran rango de temperaturas de 10-50 K es factible para las regiones en las que la temperatura del gas y del polvo no están a la par. Los resultados de RADEX se evalúan para ratios de abundancia típicos de [HCN]/[HCO+] derivados para las GMCs del sample 1 en el rango de ~2-5. El rango de densidad explotado es de 1x10^3 cm^-3 - 7x10^4 cm^-3, lo que se corresponde con las densidades medias que se obtienen para sample 1 y sample 2 a partir del análisis de PDR descrito más tarde. Se encuentra que para un ratio de abundancias dado el rango de temperaturas de polvo no puede explicar la variación observada del ratio de intensidad de línea de HCO+/HCN entre las GMCs. Además, no es probable que las variaciones significativas en la densidad media entre las nubes sean una influencia importante como para producir variaciones en el ratio. Esto es porque un aumento sistemático en la densidad media debería verse reflejado en una disminución del ratio de intensidad de línea HCO+/HCN combinado con un aumento de los ratios de intensidad de línea de HCN/CO, lo que no se observa. Sin embargo, es difícil separar los efectos de las variaciones en las condiciones de excitación y las abundancias de las moléculas, puesto que ambas están interrelacionadas por su dependencia simultánea en los numerosos parámetros físicos subyacentes (metalicidad, densidad, temperatura, ...). Para lidiar con la influencia combinada de la baja metalicidad de M33 así como la extinción óptica, la densidad y la intensidad del del campo ultravioleta sobre la emisión de HCN, HCO+ y 12CO, se han empleado modelos de regiones de fotodisociación (código PDR de Meudon). Se han construido dos modelos, que reflejan la metalicidad subsolar en M33 y la metalicidad en la vecindad solar. Se ha calculado una red para ambos modelos con densidades de n(H)=0.1, 0.5, 1, 5, 10, 50, 100 x10^4 cm^-3, intensidades del campo ultravioleta G0=10, 50, 100 en unidades de Habing y extinciones ópticas de Av = 2-50 mag, en pasos de log(Av)~0.2. Investigando la red de modelos de regiones de fotodisociación se encontró que a bajas extinciones ópticas (Av <~ 5 mag; dadas aquí para el centro de la nube, ya que los modelos asumen una capa de gas 1-D y están irradiados por ambos lados). Los modelos de baja metalicidad tienen mayores abundancias de HCO+ mientras que HCN está ligeramente depletado con respecto a los modelos solares. Esto es debido principalmente a la menor abundancia de Carbono, que es la principal fuente de electrones libres. HCO+ reacciona fuertemente a la abundancia de electrones libres, puesto que - siendo un ión - es rápidamente destruido por recombinaciones disociativas. Por otro lado, HCN, se forma en una reacción de recombinación de HCNH+ a baja extinción óptica y así su tasa de formación disminuye si hay menos electrones. En general a partir de los modelos se puede deducir que un ratio de intensidades de línea de HCO+/HCN alrededor de la unidad indica que el medio, que genera la emisión de la línea, tiene una baja extinción óptica media (Av<=5mag) así como una baja densidad media del gas (n(H) <~ 5x10^4 cm^-3). Además, cuanto más baja sea la intensidad del campo ultravioleta más bajo se vuelve el ratio de intensidades de línea HCO+/HCN para una cierta densidad y extinción óptica. Para comparar las observaciones con los modelos se obtuvieron ratios de intensidad de línea de HCO+/HCN y HCN/CO a partir de los modelos y se compararon con los observados mediante el método de mínimos cuadrados. Se observa que ambos modelos - el solar y el subsolar - permiten reproducir el rango de ratios de líneas encontrados globalmente en las GMCs y localmente para las nubes dentro de GMCno3. Esto sugiere que no es necesario invocar cambios en la metalicidad para describir los ratios observados. Pese a todo, las densidades que mejor ajustan los datos son mayores para los modelos subsolares. Esto refleja el mayor ratio de abundancias [HCO+]/[HCN] modelado con abundancias elementales. Las extinciones ópticas que mejor ajustan los datos para ambos modelos de metalicidad son pese a todo comparables. Las observaciones de sample 1 se pueden describir por modelos subsolares con extinciones ópticas de 2-5 mag (del borde al centro). Estas características son típicas del régimen de nubes translucientes (Burgh et al. 2010) y son algo menores que las extinciones ópticas típicas encontradas en la Vía Láctea de Av <= 8 mag (Hollenbach et al. 1999). Las densidades que mejor ajustan las observaciones son moderadas n(H) <= 3x10^4 cm^-3. Se observa que la extinción óptica tiene un pronunciado impacto en los ratios modelados, mientras que la intensidad del campo ultravioleta, la metalicidad y la densidad juegan un papel menor. Para las nubes observadas con el PdBI se encuentran casi exclusivamente mayores densidades en el rango de 3x10^4 cm^-3 - 7x10^4 cm^-3 que para las GMCs de sample 1. También se encuentran mayores extinciones ópticas en media, en el rango de 3-9 mag (del borde al centro). Nótese que a pesar del hecho de que los ratios de HCN/CO y HCO+/HCN se solapen entre sample 1 y sample 2 sus mejores valores de ajuste en el análisis de PDR difieren. Esto se debe al hecho de que sample 1 alberga ratios de HCN/CO altamente bajos en combinación con grandes ratios de HCO+/HCN, mientras que sample 2 muestra altos ratios de HCN/CO en combinación con bajos ratios de HCO+/HCN. Las líneas modelizadas de HCN y HCO de los modelos que mejor se ajustan a los datos son ópticamente delgadas con profundidades ópticas de menos de tau=0.1. También se estudia en esta tesis la relación entre los trazadores observados y la tasa de formación estelar. Recientes estudios han revelado una estrecha correlación entre la tasa de formación estelar - trazada por la luminosidad infrarroja total (LTIR) - y la luminosidad de la línea de HCN que se mantiene alrededor de 7-8 órdenes de magnitud en LTIR, desde núcleos galácticos densos de galaxias normales hasta galaxias infrarrojas ultraluminosas (ULIRGs) (Wu et al. 2010; Garcia-Burillo et al. 2012). Debido a estos hallazgos se investiga la relación entre la luminosidad infrarroja total y la emisión de 12CO, HCN y HCO+ en ambas muestras. En sample 1 la emisión de HCO+ muestra una buena correlación entre las dos cantidades; pese a ello, no ocurre lo mismo con la emisión de HCN ni con la de 12CO. Además los ratios entre la luminosidad total infrarroja y la luminosidad de la línea de HCN son particularmente altos en las GMCs de M33 y se mueven en el rango de LTIR/L(HCN)= 1.3x10^3 - 3.5x10^3 L(solar)/(K km/s pc), lo que corresponde al límite máximo de los ratios encontrados en regiones de formación estelar de la Vía Láctea (Wu et al. 2010) y en LIRGs/ULIRGs (Garcia-Burillo et al. 2012). Esto indica que la emisión de HCN en las nubes moleculares gigantes observadas en M33 es subluminosa con respecto a la luminosidad infrarroja total. Los ratios de masa entre gas y polvo medidos para sample 1 caen en el rango de 170-290 y por lo tanto son mayores que los valores galácticos típicos de 100-150 (Draine et al. 2007b). Un ratio gas-polvo mayor puede reducir la fracción de los nubes moleculares gigantes a altas extinciones ópticas, que es donde el HCN se produce y excita eficientemente, lo que puede conducir a a una luminosidad de HCN más baja. Alternativamente, efectos de selección de la muestra pueden influir puesto que incluye principalmente nubes moleculares gigantes evolucionados (Gratier et al. 2012), es decir, nubes que presentan formación estelar expuesta en H-alpha y ultravioleta lejano. Estas nubes pueden haber consumido una parte significativa del gas denso trazado por HCN en el proceso de formación estelar. Por lo tanto, la muestra puede incluir regiones considerables trazadas en HCN que no están asociadas (todavía) con procesos de formación estelar. Esto está en contraste con los objetos para los que se encuentra la correlación HCN-LTIR que son regiones de formación estelar masivas y galaxias enteras. Aun así bajo estas condiciones la emisión de HCO+ aún prueba estar relacionada con la tasa de formación estelar del gas. Esto se debe probablemente al hecho que adicionalmente traza regiones con menores densidades (n(H) > 1x10^3 cm^-3) y/o extinciones ópticas más bajas (Av < 5 mag) que HCN. Estos depósitos de gas pueden ser les afectadas si estrellas se hayan formado a partir de las nubes, porque se estima que sólo el gas con densidades por encima de n(H) = 10^5 cm^-3 es capaz de alimentar el proceso de formación estelar (Krumholz et al. 2005). Además, a partir del análisis de los modelos de PDR se encuentra que HCO+ es menos sensible a la fotoionización que HCN, con lo que posiblemente se ve menos afectado por un cambio en la extinción debido a mayores ratios gas-polvo. En las observaciones a alta resolución en GMCno3 no existe ninguna relación de la luminosidad infrarroja total con la emisión de HCN y HCO+. Esto contrasta con la buena correlación encontrada para HCO+ en las grandes escalas espaciales observadas en la muestra de nubes moleculares gigantes. Así, a la resolución espacial de 25 pc se observa una descomposición de esta relación. Esto indica que a esta resolución la emisión de las estrellas recién formado y el gas denso correspondiente a partir del que se han formado no están incluido en el mismo elemento de resolución. Finalmente se encuentra que el ratio de intensidad de líneas HCO+/HCN está correlado con la luminosidad infrarroja total, lo que se debe a la buena correlación de HCO+ con LTIR. Pese a todo, una nube - GMC1 con la mayor luminosidad infrarroja total - se desvía claramente de esta correlación porque su ratio de intensidad de líneas HCO+/HCN es demasiado bajo. Esto muestra que las propiedades físicas y/o químicas pueden ser diferentes. El argumento es que este comportamiento puede ser debido a una influencia de la fuente de rayos X ultraluminosa M33-X8 con una luminosidad de Lx = 2.2x10^39 erg/s en una distancia de alrededor de 110pc desde GMC1 (Weng et al. 2009). Esta nube induce un aporte de energía por átomo de Hidrógeno promediado sobre el beam del 30m de P=Fx/n(H)=2x10^-7 erg cm/s; asumiendo una densidad media de n(H) = 1x10^4 cm^-3 como la derivada a partir de los modelos de PDR para GMC1. Una segunda fuente, GMCno6, está asociada con la binaria de rayos X luminosa y masiva M33-X7. Esta fuente es más débil que M33-X8 con una luminosidad de Lx = 5x10^37 erg/s pero se encuentra situada dentro de la GMC. Por lo tanto, su aporte de energía por átomo de Hidrógeno es mayor P=2.2x10^-5 erg cm/s para la densidad media derivada para los modelos de PDR de n(H) = 6x10^3 cm^-3. En comparación con los modelos de regiones dominadas por rayos X de Meijerink et al. 2005 y Meijerink et al. 2007 los parámetros de las dos fuentes caen tentativamente en el régimen donde se producen bajos ratios de HCO+/HCN por la química conducida por rayos X. Pese a todo, las condiciones exactas de las nubes no están cubiertas por estos modelos. Así, es probable que la química en GMC1 y GMCno6 sea una mezcla de químicas de PDR y XDR debido a la presencia del ultravioleta lejano y emisión H-alpha en ambas GMCs. Por lo tanto, queda pendiente hacer una investigación de un modelo específico que incluya ambos tipos de químicas y refleje las propiedades exactas de ambas fuentes, para confirmar la hipótesis de regiones dominadas por los rayos X en estas dos nubes. Globalmente las observaciones y el análisis de esta tesis añaden una información valiosa para la interpretación de HCN y HCO+ como trazadores de gas denso, relacionado con la formación estelar. El análisis de los modelos de PDR demuestra que el ratio de intensidad de líneas de HCO+/HCN explica la densidad y extinción óptica medias en un medio dominado por regiones de fotodisociación. Un ratio por encima de la unidad indica un medio de baja extinción óptica media (Av <= 5mag) así como una baja densidad media del gas (n(H) <~ 5x10^4 cm^-3), si los "filling factors" para ambas moléculas son iguales. Se encuentra que HCN es un trazador robusto de gas denso con n(H) >= 1x10^4 - 1x10^5 cm^-3. HCO+ traza también gas menos denso (n(H) >= 1x10^3 cm^-3) y/o gas con menores extinciones ópticas (Av < 5 mag). Pese a todo, HCN deja de trazar gas de formación estelar en las nubes moleculares gigantes evolucionadas y/o de baja metalicidad observadas en M33, mientras que HCO+ puede probar a ser un sustituto en esas condiciones.