The physical and kinematical structure of massive and dense cold cores

Abstract

A pesar de los esfuerzos enfocados en el estudio de la formación de estrellas de alta masa, no tenemos un claro entendimiento de cuales son los procesos involucrados. Para entender mejor estos fenómenos necesitamos caracterizar objetos en estados muy tempranos de formación y así poder inferir cuales son las condiciones iniciales de estos procesos. En esta tesis estudiamos estos objetos desde dos frentes diferentes. Primero caracterizamos cuatro nubes masivas frías y densas en estados previos a la formación de estrellas (G305.136+0.068, G333.125-0.562, G18.606-0.076 and G34.458+0.121) y analizamos cuales son sus señales de colapso. Realizamos esto con datos del Atacama Pathfinder Experiment (APEX) con una resolución angular de ∼20”. Por otro lado estudiamos la distribución de masa dentro del objeto más inactivo (G305.136+0.068), con datos del Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) con alta resolución angular (∼2”), pudiendo detectar los pequeños fragmentos que serán semillas de estrellas. Los cuatro objetos observados con APEX muestran diversas características cinemáticas señalando diferentes estados de evolución. En todos los objetos las dispersiones de velocidades de las líneas moleculares son mucho mayores que los anchos termales implicando otro tipo de procesos como turbulencia y/o colapso. El análisis virial de los objetos indica que se encuentran cercanos a estar ligados. En dos de los objetos estudiados (G305.136+0.068 y G333.125-0.562) encontramos en los perfiles de las líneas moleculares claras señales de colapso. En el caso del objeto observado con ALMA, G305.136+0.069, los datos de continuo de polvo muestran doce estructuras compactas con masas de 3.3 a 50.6 M y radios de 1800 to 5300 UA. Las líneas moleculares muestran que estos pequeños fragmentos también están dominados por movimientos no termales. El análisis virial de los fragmentos indica que los más masivos están más cerca de colapsar. La distribución de masas de los fragmentos detectados tiene una forma mucho más plana que la que muestra la función de masa inicial estelar, debido a una sobrepoblación de objetos de alta masa.