“Estudio multifrecuencia de jets estelares"

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Resumen: Durante las etapas iniciales de la formación estelar, la incipiente estrella se halla altamente incrustada en su nube madre. Razón por la cual el estudio profundo de la estrella en formación y de los procesos que en ella ocurren son insuficientes a longitudes de onda del visible. Sin embargo, a longitudes de onda más largas (en infrarrojo, sub-milimétrico y milimétrico), es posible traspasar el polvo y la alta densidad del gas propias del medio, para tratar de develar los secretos de la formación estelar. Uno de los procesos que se desencadenan para formar a la nueva estrella es el de eyección de vientos, principalmente a lo largo del eje de rotación. Estos vientos son el indicio más claro de la actividad de formación estelar y es posible observarlos en un amplio rango de longitudes de onda desde el ultravioleta al radio. Dichas estructuras dan origen a los llamados flujos bipolares moleculares, observados en longitudes de onda infrarrojas y de radio, que en el rango óptico se manifiestan como jets y/u objetos Herbig-Haro (HH). Un aspecto que llama la atención en los jets estelares es la amplia variedad de morfologías que los mismos presentan: jets alta y pobremente colimados, con perfiles en forma de “S”, jets gigantes con dimensiones de parsecs, entre otros. En la mayoría de los casos se observan cadenas de knots (u objetos HH), lo cual sugiere que la fuente excitatriz (la proto-estrella) experimenta fases o estadios de intermitencia. En la presente tesis se presenta un estudio observacional multi-frecuencia de tres jets estelares lejanos que se encuentran en diversos entornos de formación: MHO 1502, MHO 2147 y HH 137-138. Se utilizan datos propios obtenidos en el infrarrojo cercano con el instrumento GSAOI+GeMS , del telescopio Gemini Sur, y en el sub-milimétrico con el receptor SHeFI, del radiotelescopio APEX. Además, para complementar los estudios multibanda, se emplean imágenes extraídas de bases de datos públicas de los telescopios Spitzer, WISE y Herschel, en el infrarrojo medio y lejano, y del relevamiento ATLASGAL en el sub-milimétrico. Se indagan no sólo las propiedades de los jets sino también de la nube circundante y de la estrella excitatriz. En el caso de MHO 1502 y MHO 2147, imágenes de alta resolución obtenidas con el telescopio Gemini Sur permitieron develar con gran detalle la morfología de los mismos, la cual es reproducida por un modelo orbital en el caso del primero y por precesión en el caso del segundo. MHO 1502 se encuentra en la vecindad de una región HII 263.619-0.533 la cual, dado el estudio de la distribución de YSOs en las inmediaciones del jet, se presume que ha desencadenado el proceso de formación estelar en la región del jet. En el caso de MHO 2147, se determina la masas del grumo molecular en el cual se encuentra incrustada la fuente excitatriz, IRAS 17527-2439 fortaleciendo la afirmación de que setrata de un objeto joven y masivo de Clase I. Para el caso de HH 137-138, se presenta un estudio multifrecuencia que abarca un amplio rango de longitudes de onda entre 2.122 µm (emisión en H 2 ) y 1.1 mm, correspondiente a las líneas moleculares observadas con el telescopio APEX ( 12 CO(3-2), 13 CO(3-2), C 18 O(3-2), HCO + (3-2) y HCN(3-2)). Del análisis de las imágenes de alta resolución en H 2 obtenidas con GSAOI+GeMS/Gemini, se detecta la contraparte infrarroja de los knots ópticos identificados previamente en la literatura, como así también de nuevos knots adyacentes identificados en el campo. Las emisiones detectadas en 4.5 µm con Spitzer no solo coinciden con las de H 2 y óptico de HH 137, sino que también ajustan los knots correspondientes de HH 138. A su vez, se identifica una estructura en 4.5 µm con forma de arco que coincide con picos de emisión en longitudes de onda entre 8 µm y 870 µm, y picos en las líneas de emisión de alta densidad de HCO + (3-2) y HCN(3-2). Coincidiendo con el arco en 4.5 µm se encuentran una fuente WISE y dos fuentes jóvenes de Clase I identificadas en el catálogo de Spitzer, que refuerzan la hipótesis de que estas son las fuentes excitatrices y que éstas pertenecerían a un sistema binario. Por otro lado, la distribución espacial de la emisión de la línea de CO evidencia la presencia de tres outflows bipolares, de los cuales dos de ellos coinciden con los jets ópticos HH 137 y 138 y sus contrapartes en H 2 y 4.5µm. Más aun, estos dos outflows en CO parecen ser originados por la fuente excitatriz propuestas.