Molecular clouds in extreme environments of the low-metallicity magellanic sytem

Abstract

El objetivo de esta tesis es estudiar las propiedades físicas de las nubes moleculares en el Puente de Magallanes A (MagBridgeA), fuente que presenta el mayor exceso de emisión a 870 $\mu$m en estudios con telescopios single-dish, y en las cercanías del súper cúmulo estelar R136 en 30 Dorado (30Dor), usando observaciones a alta resolución angular de los telescopios ALMA y APEX (single-dish). MagBridgeA se descompone en dos nubes moleculares en emisión de continuo en 870 $\mu$m y en la línea de emisión molecular $^{12}$CO(2-1), las cuales llamamos Norte y Sur. El polvo de la fuente Norte es $\approx3$ K más frío que en la fuente Sur, de acuerdo a los parámetros del modelo de polvo que mejor ajustan los flujos en el infrarrojo lejano, lo cual coincide con su aparente menor formación estelar. Ambas fuentes tienen un alto exceso submilimétrico $E$ en su emisión de polvo, $E(870\mu m)\sim7$ y $E(870\mu m)\sim3$ para las fuentes Norte y Sur respectivamente, en base a observaciones con el instrumento LABOCA en APEX. No obstante, no detectamos la emisión de continuo correspondiente a 1.3 mm con ALMA. La emisión de línea de $^{12}$CO(2-1) está concentrada en dos nubes moleculares de $\sim1$ pc de radio y masas viriales de $\sim400$ y 700 M$_{\odot}$ cada una. Sus densidades son $n(H_2)\sim0.7-2.6\times10^3$ cm$^{-3}$, mayores que las densidades t\'ipicas en nubes moleculares de la Vía Láctea. El factor de conversi\'on de luminosidad de $^{12}$CO a masa de H$_2$, $\alpha_{CO}$, es 6.5 y 15.3 M$_\odot$\,(K\,km\,s$^{-1}$\,pc$^2$)$^{-1}$ para las fuentes Norte y Sur respectivamente, calculados a partir de sus masas viriales y luminosidades de $^{12}$CO(2-1). Las masas de gas estimadas a partir del modelo de cuerpo negro modificado que mejor se ajusta a la emisión de polvo son $M\sim1.3\times10^3$ M$_\odot$ y $2.9\times10^3$ M$_\odot$ para las fuentes Norte y Sur respectivamente, $\sim4$ veces más grandes que las masas viriales obtenidas a partir del $^{12}$CO. Por primera vez resolvemos nubes moleculares en emisión de línea de $^{12}$CO(3-2) y de continuo a 880 $\mu$m con una resolucion de 1 pc cerca de R136. Las masas viriales de las nubes resueltas varían entre $\sim1000-2400$ M$_\odot$, las cuales son de 2 a 3 veces mayores que las masas de gas obtenidas a partir de su emisión de polvo en la misma área. $\alpha_{CO}$ en esta región es entre $4-6$ veces mayor que el factor de conversi\'on en la Vía Láctea ($4.3$ M$_\odot$\,(K\,km\,s$^{-1}$\,pc$^2$)$^{-1}$). Esta región también fue observada en emisión de línea de $^{13}$CO(3-2), CS(7-6), HCO$^{+}$(4-3) and HCN(4-3). Las nubes que muestran emisión de estas 4 transiciones moleculares son las que tienen la emisión más brillante en $^{12}$CO(3-2). Las temperaturas cinéticas a partir de la emisión de $^{12}$CO están entre 5.4 K y 33.4 K y las densidades de columna de H$_2$ a partir de la emisión de $^{13}$CO están en el rango $(4.2-23.7)\times10^{21}$ cm$^{-2}$. Las razones entre las diferentes emisiones moleculares muestran valores similares a razones de línea encontradas en N11, N159 y N113 en la Nube Grande de Magallanes. No encontramos una correlación entre las propiedades de las nubes moleculares y su distancia a R136. Existen algunas diferencias entre las propiedades físicas de las nubes moleculares en ambos lugares. Aunque sean de tamaños similares, las nubes en 30Dor tienen dispersiones en velocidad más grandes que las nubes en MagBridgeA y estas últimas tienen menor luminosidad de CO. La diferencia en luminosidad puede deberse a la menor metalicidad en MagBridgeA. La mayor dispersión en velocidad de las nubes en 30Dor puede deberse a que reciben una mayor cantidad de radiación desde las estrellas de R136, en comparación al entorno menos activo de MagBridgeA.