Química en las nubes moleculares del Centro Galáctico

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Consejo Superior

de Investigaciones Cient´ıficas

Centro de Astrobiolog´ıa Departamento de Astrof´ısica

Universidad Aut´ onoma de Madrid

Facultad de Ciencias Departamento de F´ısica Te´ orica

Qu´ımica en las nubes moleculares del Centro Gal´ actico

Memoria presentada por:

Jairo Vladimir Armijos Abenda˜ no para optar al grado de Doctor en Ciencias F´ısicas

UNIVERSIDAD AUT ´ ONOMA DE MADRID Facultad de Ciencias

Departamento de F´ısica Te´ orica

Director: Tutor:

Prof. Jes´ us Mart´ın-Pintado Mart´ın Profa. Rosa Dom´ınguez Tenreiro

Madrid, 2014

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Agradecimientos

Durante estos cinco a˜nos de doctorado he tenido la suerte de compartirlos con muchas personas, que de una u otra forma han colaborado en el desarrollo de esta tesis. En primer lugar quiero agradecer a mi Director, el Prof. Jes´us Mart´ın-Pintado, ya que su accesoria ha permitido que este trabajo avance y culmine con resultados relevantes en el campo de la Radioastronom´ıa.

Tambi´en quiero agradecer a las personas del Centro de Astrobiolog´ıa (CAB) que han compartido conmigo momentos amenos y de trabajo, a Arturo, Alejandro, V´ıctor, Yoli y Fabian, y a los que ya se han ido del CAB como Marie, Arancha y Eduardo.

También quiero agradecer la importante ayuda de mis colaboradores, Miguel, Sergio y Eduardo. Aprovecho también para recordar y agradecer a Mark Morris de la UCLA, Miguel Requena del MPIfR y Juergen Ott de NRAO que compartieron conmigo excelentes momentos de trabajo durante mis estancias de investigación en el exterior.

Quiero tambi´en agradecer a toda mi familia, quienes siempre han estado conmigo apoy´andome a pesar de la distancia.

Agradezco también al Ministerio de Ciencia e Innovación por la beca del Plan de Formación de Personal Investigador (Convocatoria 2008).

Jairo Vladimir Armijos Abenda˜no Madrid, 2014

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La investigación que se desarrolla en esta tesis doctoral se centra en el estudio de dos de los principales complejos del Centro Galáctico (CG), Sagitario (Sgr) B2 y Sgr A, a través de la medición de la emisión/absorción procedente de estas fuentes en el rango de longitudes de onda centimétricas-submilimétricas. El CG se encuentra a una distancia de ∼8.5 Kpc del Sol y está considerado como un excelente laboratorio para el estudio detallado de los procesos f´ısicos relacionados con el calentamiento y la qu´ımica del medio interestelar de los núcleos de galaxias. El cap´ıtulo1ofrece una introducción en la que se describen las principales regiones estudiadas del CG, as´ı como los procesos f´ısicos y qu´ımicos más relevantes que tienen lugar en el CG y en otras regiones de la Galaxia.

En el cap´ıtulo 2 se presentan los resultados de un barrido espectral sin sesgo a 3 mm llevado a cabo con el telescopio Mopra con el fin de estudiar las propiedades f´ısicas y qu´ımicas del gas molecular quiescente a lo largo de dos l´ıneas de mira (LOS -Line of Sight), una LOS hacia el complejo molecular de Sgr B2 (LOS +0.693) y otra LOS hacia el complejo molecular de Sgr A (LOS −0.11). En nuestro estudio se detecta la emisión de un gran número de especies moleculares. Empleando la aproximación de Equilibrio Termodinámico Local (LTE por sus siglas en inglés) se derivan temperaturas rotacionales y densidades de columna para todas las moléculas detectadas en nuestro estudio. Además se realiza un estudio comparativo de las abundancias moleculares relativas al H2entre las dos fuentes del CG y una muestra de galaxias cercanas con brotes de formación estelar. Se halla que a pesar de que las fuentes del CG están separadas más de ∼120 pc, el ∼80% de las especies moleculares detectadas en ambas fuentes muestran abundancias muy similares, lo que sugiere una composión qu´ımica similar entre dichas fuentes. En contraste la mayor´ıa de las moléculas detectadas en las fuentes del CG son mucho más abundantes (en más de un factor 9) que en las galaxias cercanas de nuestra muestra, posiblemente a causa de la fotodisociación molecular en los núcleos de las galaxias con brotes de formación estelar.

Gracias a la detección de la emisión de especies moleculares y de varios de sus isotopólogos fue posible derivar razones isotópicas de carbono, nitrógeno, oxigeno, azufre y silicio. Además, se estudian las razones de abundancias HCO⁺/HCO, HCO⁺/HOC⁺, entre otras, que permitieron estudiar los posibles efectos de la ra- diación UV/rayos X en la qu´ımica de las dos fuentes del CG.

En el cap´ıtulo 3 se estudia la distribución espacial de la emisión/absorción de las transiciones rotacionales de H2O a 557, 988 y 1113 GHz. Estos mapas de H2O cubren una región de ∼8×8 pc² del entorno del agujero negro supermasivo en Sgr A* y fueron obtenidos empleando datos submilimétricos tomados con el instrumento HIFI del telescopio espacial Herschel. En este cap´ıtulo también se estudia la excitación del vapor de agua de tres posiciones seleccionadas en el entorno de Sgr A* usando un código no LTE de transferencia radiativa. Con este código se consiguen modelar

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las l´ıneas de H2O y el continuo, derivándose algunas propiedades f´ısicas del vapor de agua y del polvo. Se discute la qu´ımica del agua en el Disco Circunnuclear que rodea a Sgr A* y se concluye que a pesar de los efectos de la radiación UV del cúmulo estelar Central los choques favorecen la ejección del agua de los mantos helados de los granos a la fase gas.

En el cap´ıtulo 4 se presentan mapas de la emisión de distintos tipos de trazadores moleculares: de los trazadores de choques como SiO y HNCO, de los trazadores de gas poco denso como ¹³CO y C¹⁸O, de los trazadores de gas denso como HN¹³C, H¹³CO⁺ y SO2, as´ı como de HCO considerado como un trazador de regiones de fotodisociación (PDRs)/regiones dominadas por rayos X(XDRs). Con el fin de estudiar los posibles efectos de procesos de altas energ´ıas en la qu´ımica del gas de Sgr B2 se compara la distribución espacial de la emisión de dichos trazadores con mapas tanto de radio continuo a 20 cm como de la emisión de la l´ınea de Fe Kα considerada como un excelente trazador de rayos X. En esta parte de la tesis también se realiza un estudio comparativo de razones de densidades de columna de dichos trazadores entre PDRs/XDRs y regiones con material quiescente de Sgr B2, lo que ha permitido estudiar los posibles efectos de los procesos de altas energ´ıas en la qu´ımica de las moléculas mencionadas.

Finalmente, en el Ap´endice A se discute brevemente la espectroscopia, la qu´ımica y algunos par´ametros f´ısicos de todas las especies moleculares encontradas en el barrido espectral a 3 mm que se estudia en el cap´ıtulo2.

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´Indice de figuras viii

´Indice de tablas x

Acr´onimos xi

1 Introducci´on 1

1.1 La Zona Molecular Central y el potencial del CG . . . 4

1.2 Formaci´on estelar en el CG . . . 6

1.3 Rayos X en el CG . . . 7

1.4 El campo magn´etico en el CG . . . 8

1.5 Qu´ımica del medio interestelar . . . 10

1.5.1 Nubes moleculares . . . 10

1.5.1.1 Qu´ımica en n´ucleos calientes . . . 11

1.5.1.2 Qu´ımica en nubes moleculares afectadas por radiaci´on UV . . . 11

1.5.1.3 Qu´ımica en nubes moleculares afectadas por choques . . . 12

1.5.2 El polvo interestelar . . . 13

1.5.3 Qu´ımica en el CG . . . 14

2 Barrido espectral a 3 mm de dos nubes moleculares t´ıpicas del Centro Gal´actico 19 2.1 Introducci´on . . . 19

2.2 Observaciones y reducci´on de datos . . . 20

2.3 Resultados . . . 21

2.3.1 An´alisis . . . 22

2.3.1.1 Temperaturas rotacionales, densidades de columna molecular y temperaturas cin´eticas . . . 23

2.3.1.2 Densidades de columna de H2y abundancias moleculares . . . . 24

2.3.1.3 Densidades de H2 . . . 25

2.3.2 Detecci´on de HOC⁺ y HCO en el CG . . . 25

2.3.2.1 Trazadores de PDRs/XDRs en las nubes del CG . . . 26

2.3.2.1.1 Razones HCO⁺/HOC⁺, CS/HOC⁺ y CS/HCO . . . 27

2.3.2.1.2 Razones HCO⁺/HCO y HCO/HOC⁺ . . . 28

2.3.3 Razones isot´opicas . . . 29

2.3.3.1 Grado de procesamiento del gas . . . 30

2.4 Discusi´on . . . 31

2.4.1 Abundancias y temperaturas rotacionales . . . 31

2.4.1.1 Comparaci´on con galaxias . . . 31

2.5 Conclusiones . . . 32

3 H2O en el entorno del agujero negro en Sagitario A^∗ 55 3.1 Introducci´on . . . 55

3.1.1 El entorno del agujero negro en Sagitario A^∗ . . . 55

(7)

´INDICE GENERAL

3.1.2 La qu´ımica y la excitaci´on del agua . . . 56

3.1.3 H2O en el CG . . . 56

3.2 Observaciones . . . 57

3.3 Mapas y espectros de H2O del entorno de Sgr A* . . . 58

3.3.1 Mapas de H2O a 557 GHz . . . 60

3.3.2 Mapas de H2O a 988 GHz . . . 60

3.3.3 Mapas de H2O a 1113 GHz . . . 60

3.3.4 Mapas posici´on-velocidad . . . 61

3.4 Cinem´atica de H2O . . . 61

3.5 Modelizaci´on de l´ıneas de H2O y de continuo usando un c´odigo no LTE de transferencia radiativa . . . 62

3.5.1 Par´ametros f´ısicos . . . 63

3.5.1.1 Temperatura del polvo, velocidad de turbulencia y raz´on entre las masas del polvo y del gas . . . 63

3.5.1.2 Densidad de H2, temperatura cin´etica y tama˜no de nubes . . . . 63

3.5.2 Modelado . . . 64

3.5.3 Resultados . . . 65

3.5.3.1 Posici´on CND1 . . . 65

3.5.3.2 Posici´on CND2 . . . 65

3.5.3.3 Posici´on de la nube molecular de 20 km s⁻¹. . . 66

3.5.4 Discusi´on . . . 66

3.5.4.1 Excitaci´on de H2O . . . 67

3.5.4.2 Qu´ımica de H2O . . . 67

4 Mapas moleculares de Srg B2 83 4.1 Introducci´on . . . 83

4.2 Observaciones y reducci´on de datos . . . 84

4.3 PDRs, XDRs y regiones con material quiescente en Sgr B2 . . . 85

4.4 Resultados . . . 85

4.4.1 Mapas y espectros de SiO(2-1) y HNCO(5-4), trazadores de choques . . . 85

4.4.2 Mapas y espectros de¹³CO(1-0) y C¹⁸O(1-0), trazadores de gas poco denso 86 4.4.3 Mapas y espectros de HN¹³C(1-0), H¹³CO⁺(1-0) y SO2(9-8), trazadores de gas denso . . . 87

4.4.4 Mapa y espectros de HCO(1-0), trazador de PDRs/XDRs . . . 88

4.4.5 Densidades de columna molecular . . . 88

4.4.6 Densidad de columna de H2y abundancias moleculares . . . 89

4.5 Discusi´on . . . 89

4.5.1 SiO y HNCO, trazadores de choques . . . 89

4.5.1.1 Origen de las burbujas . . . 89

4.5.1.2 SiO, HNCO y la emisi´on de la l´ınea de Fe Kα a 6.4 keV . . . 90

4.5.2 ¹³CO y C¹⁸O, trazadores de gas poco denso . . . 91

4.5.3 HN¹³C y H¹³CO⁺, trazadores de gas denso . . . 92

4.5.4 HCO, trazador de PDRs/XDRs . . . 92

Ap´endices 125

A Moleculas detectadas en el barrido espectral a 3 mm 125

B Par´ametros observacionales del cap´ıtulo 2 145

Bibliograf´ıa 155

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1.1 Mapa de radio continuo a 20 cm del CG . . . 1

1.2 Mapa de emisi´on de NeII en Sgr A Oeste . . . 3

1.3 Mapas de emisi´on de CN(2-1) y de radio continuo a 6 cm del CND . . . 3

1.4 Mapa de radio continuo a 1.4 GHz del complejo Sgr B . . . 4

1.5 Esquema de las formas y las orientaciones de las ´orbitas X1 y X2en el CG . . . . 6

1.6 Mapa de radio continuo a 4.9 GHz de la regi´on de Los Arcos . . . 8

1.7 Mapa de emisi´on de rayos X en el CG . . . 9

1.8 Polarizaci´on de los Filamentos No T´ermicos . . . 9

1.9 Espectro de 2.4-25 µm del objeto estelar joven W33A . . . 14

1.10 Mapa de emisi´on a 870 µm de Sgr A . . . 15

1.11 Mapas moleculares de la ZMC . . . 16

2.1 Posiciones de la LOS +0.693 y la LOS −0.11 en los complejos Sgr B2 y Sgr A . . 35

2.2 Rangos espectrales observados en la LOS +0.693 y la LOS −0.11 . . . 36

2.3 Espectros a 3mm de la LOS +0.693 y la LOS −0.11 . . . 37

2.3 Continuaci´on de la figura anterior. . . 38

2.4 L´ıneas moleculares observadas en la LOS +0.693 . . . 39

2.5 L´ıneas moleculares observadas en la LOS −0.11 . . . 41

2.6 Diagramas rotacionales de la LOS +0.693 y la LOS −0.11 . . . 43

2.7 Relaci´on entre las Trot de la LOS +0.693 y de la LOS −0.11 . . . 45

2.8 Histograma de abundancias moleculares . . . 46

2.9 Posiciones de la LOS +0.693 y la LOS −0.11 en mapas de rayos X . . . 47

2.10 Momentos dipolares vs las Trot derivadas para la LOS +0.693 . . . 48

2.11 Trot de NGC 253 y M82 vs las Trot de la LOS −0.11 . . . 49

3.1 Representaci´on de las nubes t´ıpicas situadas en el entorno de Sgr A* . . . 71

3.2 Diagrama de niveles de energ´ıa de transiciones de H2O . . . 72

3.3 Espectros SPIRE del CND . . . 73

3.4 Mapas de intensidad integrada y espectros de H2O del entorno de Sgr A* . . . . 74

3.5 Mapas de intensidad integrada en velocidad de H2O a 557, 988 y 1113 GHz . . . 75

3.6 Mapas de H2O sobre la emisi´on de SiO(2-1) del entorno de Sgr A* . . . 76

3.7 Perfiles observados y modelados de l´ıneas de H2O y H¹⁸₂ O. . . 77

3.8 Mapa de H2O a 988 GHz sobre la emisi´on de CN(2-1) del entorno del CND . . . 78

3.9 Mapas posición-velocidad de H2O a 557, 988 y 1113 GHz del entorno de Sgr A* . 79 3.10 Diagrama de ángulo de posición vs velocidad radial de l´ıneas de H2O . . . 80

(9)

´INDICE DE FIGURAS

4.1 Variabilidad de la emisi´on de rayos X en Sgr B2 . . . 95

4.2 Mapas de la emisión de la l´ınea de Fe Kα y del radio continuo a 20 cm en Sgr B2 96 4.3 Mapas de emisión de SiO(2-1) sobre la emisión de la l´ınea de Fe Kα en Sgr B2 . 97 4.4 Mapas de emisión de SiO(2-1) sobre el radio continuo a 20 cm en Sgr B2 . . . 98

4.5 Mapas de emisión de HNCO(5-4) sobre la emisión de la l´ınea de Fe Kα en Sgr B2 99 4.6 Mapas de emisión de HNCO(5-4) sobre el radio continuo a 20 cm en Sgr B2 . . .100

4.7 Mapas de canales de SiO(2-1) y HNCO(5-4) de Sgr B2 . . . .101

4.7 Continuaci´on de la figura anterior. . . .102

4.8 Espectros moleculares de Sgr B2 . . . .104

4.9 Mapas de emisión de¹³CO(1-0) sobre la emisión de la l´ınea de Fe Kα en Sgr B2 106 4.10 Mapas de emisión de¹³CO(1-0) sobre el radio continuo a 20 cm en Sgr B2 . . . .107

4.11 Mapas de emisión de C¹⁸O(1-0) sobre la emisión de la l´ınea de Fe Kα en Sgr B2 108 4.12 Mapas de emisión de C¹⁸O(1-0) sobre el radio continuo a 20 cm en Sgr B2 . . . .109

4.13 Mapas de emisión de HN¹³C(1-0) sobre la emisión de la l´ınea de Fe Kα en Sgr B2110 4.14 Mapas de emisión de HN¹³C(1-0) sobre el radio continuo a 20 cm en Sgr B2 . . . 111

4.15 Mapas de H¹³CO⁺(1-0) sobre la emisi´on de la l´ınea de Fe Kα en Sgr B2 . . . . .112

4.16 Mapas de emisi´on de H¹³CO⁺(1-0) sobre el radio continuo a 20 cm en Sgr B2 . . 113

4.17 Mapas de emisión de SO2(8-9) sobre la emisión de la l´ınea de Fe Kα en Sgr B2 .114 4.18 Mapas de emisión de SO2(8-9) sobre el radio continuo a 20 cm en Sgr B2 . . . .114

4.19 Mapa de emisi´on de HCO(1-0) sobre la emisi´on de la l´ınea de Fe Kα y el radio continuo a 20 cm en Sgr B2 . . . .115

4.20 Espectros de HCO(1-0) de Sgr B2 . . . .116

4.21 Histogramas de abundancias moleculares para regiones espec´ıficas de Sgr B2 . . .117

(10)

1.1 Propiedades f´ısicas generales del CG y del Disco Gal´actico . . . 5

2.1 Densidades de columna y abundancias derivadas para la LOS +0.693 y la LOS −0.11 50 2.2 Par´ametros f´ısicos derivados utilizando l´ıneas de recombinaci´on Hnα . . . 51

2.3 Razones de HCO⁺, CS, HOC⁺ y HCO . . . 52

2.4 Razones isot´opicas derivadas para la LOS +0.693 y la LOS −0.11. . . 53

2.5 Parámetros f´ısicos derivados para fuentes galácticas y extragalácticas . . . 54

3.1 Posiciones de observaci´on de los datos de H¹⁸₂ O en el entorno de Sgr A* . . . 81

3.2 Identificadores de las observaciones HIFI . . . 81

3.3 Par´ametros derivados para l´ıneas de H2O a 988 GHz . . . 81

3.4 Par´ametros usados en modelos de transferencia radiativa . . . 82

4.1 Intensidades integradas de l´ıneas moleculares . . . .120

4.2 Densidades de columna molecular derivadas para regiones de Sgr B2 . . . .121

4.3 Abundancias moleculares derivadas para regiones de Sgr B2 . . . .122

4.4 Razones de densidades de columna molecular derivadas para regiones de Sgr B2 . . .123

4.5 Razones de densidades de columna molecular derivadas para regiones de Sgr B2 . . .124

B.1 Par´ametros de l´ıneas moleculares derivados para la LOS +0.693 . . . .145

B.2 Par´ametros de l´ıneas moleculares derivados para la LOS −0.11 . . . .149

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Acr´ onimos

A&A Astronomy and Astrophysics AJ The Astronomical Journal ApJ The Astrophysical Journal

ApJS The Astrophysical Journal Supplement Se- ries

Ap&SS Astrophysics and Space Science

ARA&A Annual Review of Astronomy and Astro- physics

ASCA Advanced Satellite for Cosmology and As- trophysics

CARMA The Combined Array for Research in Millimeter-wave Astronomy

CDMS Cologne Database for Molecular Spec- troscopy

CG Centro Gal´actico

CLASS Continuum and Line Analysis Single-dish Software

CND Circumnuclear Disk (Disco Circumnuclear) DRs Diagramas Rotacionales

FNTs Filamentos No T´ermicos

GILDAS Grenoble Image and Line Data Analysis Software

GMC Giant Molecular Cloud

HIFI The Heterodyne Instrument for the Far- Infrared

INTEGRAL The International Gamma-Ray As- trophysics Laboratory

IRAM Institute for Radio Astronomy in the Mil- limeter Range

JCP Journal of Chemical Physics JMSp Journal of Molecular Spectroscopy JMSt Journal of Molecular Structure JMSp Journal of Molecular Spectroscopy JPL Jet Propulsion Laboratoy

JQSRT Journal of Quantitative Spectroscopy and Radiative Transfer

LSR Local Standard of Rest

LTE Local Thermodynamic Equilibrium (Equi- librio Termodin´amico Local)

LVG Large Velocity Gradient MI Medio Interestelar

MNRAS Montly Notices of the Royal Astronomical Society & Spectrometer

MOCs Mol´eculas Org´anicas Complejas OTF On The Fly

PACS Photodetector Array Camera & Spectrome- ter

PASJ Publications of the Astronomical Society of Japan

PDRs Photodissociation regions (Regi´on de Fo- todisociaci´on)

Sgr Sagitario

SPIRE Spectral and Photometric Imaging REceiver UV Ultravioleta

XDRs X-ray Dominated Regions ZMC Zona Molecular Central

(12)

(13)

1

Introducci´ on

En este cap´ıtulo se realiza una breve revisión de las principales regiones del Centro Galáctico (CG), as´ı como de las condiciones f´ısicas y qu´ımicas que imperan en el CG y en otras regiones de la Galaxia, haciendo énfasis en los complejos de Sgr A y Sgr B2 que serán estudiados en gran detalle en esta tesis. El CG ha sido objeto de múltiples estudios, con las observaciones cubriendo todo el rango de frecuencias desde los rayos gamma hasta las ondas radio. El CG se encuentra a una distancia de ∼8.5 Kpc y debido a su relativa cercan´ıa es considerado un laboratorio ideal para el estudio de un amplio espectro de fuentes y procesos astrof´ısicos que tienen lugar en esta región privilegiada de la Galaxia. Yusef-Zadeh et al.(2004) realizaron un mapeo del CG a 20 cm y catalogaron una amplia variedad de fuentes. En la Fig.1.1se muestra este mapa que cubre un área de 2^◦×1^◦ (correspondiente a 300 pc×150 pc para una distancia del CG de 8.5 Kpc). En la Fig. 1.1 se puede destacar la presencia de algunas de las fuentes más caracter´ısticas del CG como son: los complejos de Sgr A, Sgr B (B1 y B2), Sgr C, los Filamentos No Térmicos-FNTs (NRFs, por sus siglas en inglés), el Radio Arco, remanentes de supernovas (SNR, por sus siglas en inglés), entre otras. A continuación se ha realizado una breve descripción de las principales fuentes de la Fig.1.1:

Figura 1.1 Mapa de radio continuo a 20 cm del CG (Yusef-Zadeh et al.,2004). En el mapa se puede apreciar la presencia de las principales fuentes del CG: los complejos de Sgr A, Sgr B (B1 y B2), Sgr C, El Radio Arco, remanentes de supernova, entre otras.

(14)

• En el complejo de Sgr A se sitúa una fuente compacta de emisión sincrotrón denominada Sgr A^∗ que se piensa que está asociada con el agujero negro supermasivo localizado en el centro de la Galaxia. Sgr A^∗está rodeada por una fuente de emisión térmica llamada Sgr A Oeste. Observaciones de la l´ınea de NeII realizadas por Wesley et al. (2012) revelan imágenes de alta resolución espacial (1.3^′′) de Sgr A Oeste (véase la Fig.1.2). En la Fig.1.2 se pueden distinguir las estructuras más prominentes de Sgr A Oeste como la barra (Bar), los brazos norte y este (Northern and Eastern Arms), as´ı como el arco oeste (Western Arc). Alrededor de Sgr A Oeste existe un disco de gas y polvo, el CND (Circumnuclear Disk, véase la Fig.1.3), que rota con una velocidad constante de ∼110 km s⁻¹ alrededor de Sgr A* y que posee un radio interno y otro externo de 2 y 5 pc (Güsten et al., 1987), respectivamente. Se ha encontrado que el arco oeste de Sgr A Oeste puede ser descrito como un borde del CND con movimientos casi circulares y el brazo norte de Sgr A Oeste como un flujo de gas que se aproxima a Sgr A* (Serabyn & Lacy, 1985;Serabyn et al., 1988).

• El Radio Arco (Radio Arc) consta de filamentos largos y delgados que emiten una ra- diación de tipo no térmica y que evidencian la presencia de una componente intensa de campo magnético perpendicular al plano galáctico. Se ha propuesto que el Radio Arco podr´ıa estar conectado a Sgr A por un “puente” de filamentos arqueados que emiten radio continuo térmico (Rodr´ıguez-Fernández et al.,2001a).

• El complejo de Sgr B2 localizado a unos ∼100 pc de Sgr A* cubre un área de ∼2.5×5 pc² y es una de las regiones de formación estelar más activa de la Galaxia. Hacia la región de Sgr B2 se han descubierto más de 49 regiones HII (McGranth et al., 2004). Las tres regiones principales de formación estelar reciente de Sgr B2 son Sgr B2M (Main), Sgr B2N (North) y Sgr B2S (South). En algunas de las regiones de Sgr B2 se han observado fuentes con una emisión máser de NH3, CH3OH y H2CO (Mart´ın-Pintado et al., 1999). Mart´ın- Pintado et al. (1999) empleando mapas de emisión de las transiciones (3,3) y (4,4) de NH3descubrieron que el gas caliente de la parte sur de Sgr B2M presenta una morfolog´ıa en forma de anillos, arcos y filamentos; ellos además afirmaron que las posiciones de los máseres de NH3, CH3OH y H2CO están asociadas con los anillos trazados por el NH3.

• Sgr B1, a diferencia de Sgr B2 con sus regiones ultracompactas HII, muestra en radio continuo estructuras extensas y filamentosas que indican un estadio evolutivo más tard´ıo de la formación estelar. La región de Sgr B1 se muestra en la Fig.1.4. Entre Sgr B1 y Sgr B2 se observa una región llamada G0.6-0.0 que se cree que podr´ıa estar conectada f´ısicamente con Sgr B1 y Sgr B2 de acuerdo a las velocidades y morfolog´ıas del gas descubiertas en G0.6-0.0 (Mehringer et al.,1992).

• El radio continuo a 1.616 GHz hacia la región de Sgr C pone en evidencia la presencia de estructuras en forma de burbuja y varios filamentos alineados paralela y perpendicular- mente al plano galáctico (Liszt & Spiker, 1995). Se ha sugerido que Sgr C es una región HII que f´ısicamente está interactuando con una nube molecular cercana (Tsuboi et al., 1991).

En la Tabla 1.1 se listan las propiedades f´ısicas generales del CG y del Disco Gal´actico.

Entre los puntos m´as destacables de la Tabla1.1notamos:

1. Dentro de los 500 pc del CG existen grandes cantidades de gas at´omico y molecular comparables con las de todo el Disco Gal´actico.

(15)

Figura 1.2 Mapa de emisi´on de NeII en Sgr A Oeste (Wesley et al., 2012). Las semi elipses tanto sobre los brazos norte y este como sobre el arco oeste corresponden a ajustes de modelos de ´orbitas casi circulares realizados porSerabyn & Lacy (1985) ySerabyn et al.(1988).

Figura 1.3 Mapa de emisi´on de CN(2-1) (en contornos) superpuesto sobre la emisi´on de radio continuo a 6 cm (en color) del entorno del Disco Circunnuclear (Mart´ın et al.,2012).

2. La densidad promedio del gas en el CG es alrededor de dos ´ordenes de magnitud superior que la del Disco Gal´actico.

3. La dispersi´on de velocidades de las nubes en el CG es al menos un factor 3 mayor que la de las nubes del Disco Gal´actico.

4. En las nubes del CG existen temperaturas cin´eticas mayores con respecto a aquellas de las nubes del Disco Gal´actico.

(16)

DECLINATION (J2000)

RIGHT ASCENSION (J2000)

17 47 30 15 00

-28 22

24

26

28

30

32

34

-100 0 100 200 300

North

South

G0.6−0.0

SgrB1 (G0.5−0.0)

SgrB2 (G0.7−0.0) VLA 1.4 GHz

Main

Figura 1.4 Mapa de radio continuo a 1.4 GHz del complejo Sgr B (Lang et al., 2008). En el mapa se pueden identificar los tres núcleos principales de formación estelar reciente, Sgr B2S (South), B2M (Main) y B2N (North), de la región de Sgr B2, as´ı como las regiones de Sgr B1 y G0.6-0.0, esta última podr´ıa estar conectada f´ısicamente a Sgr B1 y Sgr B2.

5. El campo magn´etico en el CG es al menos un factor 10 m´as intenso que el del disco de la Galaxia.

6. Las razones isotópicas¹²C/¹³C y¹⁶O/¹⁸O son menores en el CG que en el Medio Inter- estelar (MI) local, mientras que la razón isotópica¹⁴N/¹⁵N es mayor en el CG que en el MI local. Se ha descubierto un gradiente de ¹²C/¹³C y ¹⁶O/¹⁸O con el radio galáctico, con un aumento de estas tres razones con el radio galactocéntrico (Wilson & Rood,1994).

1.1 La Zona Molecular Central y el potencial del CG

La Zona Molecular Central (ZMC) es la región central del CG de unos 500 pc (∼3.5⁰). En la ZMC se produce en torno al 5-10% de la luminosidad infrarroja y de continuo Lyman de nuestra Galaxia y ésta contiene el ∼10% del gas molecular galáctico (Morris & Serabyn,1996).

Además, en la ZMC se ha observado un “anillo” molecular con un radio de ∼180 pc alrededor del centro dinámico de la Galaxia (véase la Fig. 1.5). La presencia de una barra estelar en nuestra Galaxia ha sido empleada para explicar los movimientos no circulares del HI en el CG en órbitas X1y X2(Peters,1975). Las órbitas X1y X2, as´ı como el anillo molecular se muestran

(17)

1.1 La Zona Molecular Central y el potencial del CG

Tabla 1.1 Propiedades f´ısicas generales del CG y Disco Galáctico. Datos tomados del trabajo deGüsten & Philipp(2004). La información de las razones isotópicas es tomada del trabajo de Wilson & Rood(1994).

500 pc centrales Disco Gal´actico MASAS Y DENSIDADES

Gas at´omico [M^J] 10^6.4 ∼10⁹

Gas molecular [M^J] 10^7.9 ∼10⁹

Fracci´on del gas µ=Mgas/M∗ ∼0.01 ∼0.1-0.5

Abundancia fraccionaria de HI/H2 ∼0.05 ∼2

Densidad promedio del gas <n>v [cm⁻³] 100 1-2 Densidad superficial del gas σ [M^J pc⁻²] ≥100 ∼5

TASAS DE FORMACI ´ON ESTELAR

Tasa Φ [M^Ja˜nos⁻¹] 0.3-0.6 ∼5.5

Eficiencia Φ/Mgas [a˜nos⁻¹] 5×10⁻⁹ 10⁻⁹-10⁻⁸ Nubes del CG Nubes del Disco CARACTER´ISTICAS DE LA NUBES

Espectro de masas dN/dM ∝M⁻^γ γ∼1.6 (>10⁴ M^J) 1.6-1.7 Dispersi´on de velocidades [km s⁻¹] 15-30 65

Densidad media del gas [cm⁻³] ∼10⁴ ∼10^2.5

Temperatura del gas [K] 50-70 ∼15

Temperatura del polvo [K] 21±2 ...

Campo magn´etico [mG] ∼1 mG ≤0.1

Centro Gal´actico MI Local RAZONES ISOT ´OPICAS

12C/¹³C ∼20 77±7

16O/¹⁸O 250 560±25

14N/¹⁵N >600 450±22

en la Fig.1.5. Por su parteContopoulos & Mertzanides(1977) también propusieron que el gas se mover´ıa en órbitas X1 creadas por un potencial barrado galáctico. Se cree que la pérdida de momento angular del gas en las órbitas estables X1 conducir´ıa al solapamiento con el gas de las órbitas más internas denominadas X2, lo cual finalmente conllevar´ıa al origen de choques entre el gas de ambas órbitas. La pérdida de más momento angular causado por los choques causar´ıa la migración del gas en órbitas más externas X1 a las órbitas más internas X2 (Morris

& Serabyn, 1996). En este escenario, los complejos de Sgr B2 y Sgr C se ubicar´ıan en las regiones de intersección de las órbitas X1 y X2 dominadas por choques que favorecer´ıan tanto la creación de nubes moleculares como el aumento de la tasa de formación estelar.

Un estudio reciente deMolinari et al.(2011), quienes usaron im´agenes de SPIRE y PACS a longitudes de onda submilim´etricas apoya la presencia de un potencial barrado en la Galaxia.

Ellos observaron un anillo el´ıptico inclinado de gas y polvo con un eje mayor de ∼100 pc que presenta un patrón de rotación ordenado y que estar´ıa asociado a las órbitas X2. La información acerca de las velocidades del gas fue extra´ıdo de datos de CS obtenidos porTsuboi et al.(1999).

(18)

Figura 1.5 Esquema de las formas y las orientaciones de las ´orbitas X1y X2 en el CG (Morris

& Serabyn,1996). Se indican las regiones de choques y el anillo molecular de 180 pc.

1.2 Formaci´ on estelar en el CG

Las nubes moleculares del CG están sujetas a fuertes campos de marea capaces de inhibir el colapso gravitacional de nubes con densidades moderadas <10⁷cm⁻³(1/6 pc/r)^1.8, donde r es la distancia galactocéntrica. De esta manera el colapso gravitacional solamente se podr´ıa producir en las nubes más densas del CG (Morris & Serabyn, 1996). La condiciones que prevalecen en la ZMC implican una masa de Jeans de ∼10⁵ M^J, lo cual conllevar´ıa a la inhibición de la formación estelar a través del colapso de núcleos de nubes de poca masa (Morris & Serabyn, 1996). A pesar de este tipo de impedimento en la formación estelar, en el CG se observan regiones de formación estelar reciente y pasada. Entre las regiones más notables tenemos: la región de Sgr B2 y los cúmulos estelares Central, de Los Arcos y del Quintuplete. Sgr B2 es una de las regiones de formación estelar más intensa en el CG (Gaume et al.,1995). Tanto el radio continuo como las l´ıneas de recombinación observadas hacia las regiones HII de Sgr B2 sugieren que tanto Sgr B2M como Sgr B2N son regiones activas de formación estelar (De Pree et al., 1998). Parece ser que la formación estelar del CG podr´ıa estar inducida por eventos externos que comprimen las nubes, como choques entre distintas nubes, los efectos de supernovas, entre otros (Morris & Serabyn,1996).

En la zona central del CG situada a menos de 1 pc de Sgr A* se ha observado un cúmulo estelar Central con cerca de dos docenas de estrellas supergigantes y Wolf-Rayet luminosas ricas en helio con masas de ∼100 M^J (Krabbe et al.,1995). Además, dentro de un segundo de arco (∼0.04 pc) alrededor de Sgr A^∗orbitan estrellas enanas que van desde tipos tempranos a tard´ıos (Eisenhauer et al.,2005). Dos escenarios han sido propuestos para explicar la formación estelar en el cúmulo Central. El primero se denominó escenario de formación in-situ, que supon´ıa

(19)

1.3 Rayos X en el CG

la formaci´on de un disco alrededor del agujero negro con una densidad suficiente para iniciar el colapso de material superando las grandes fuerzas de marea (Nayakshin & Cuadra, 2005).

El segundo escenario consideraba que estrellas masivas jóvenes nac´ıan en cúmulos situados a decenas de parsecs lejos de Sgr A^∗ y que luego migraban hacia la región central (Gerhard, 2001). Hasta la actualidad el mecanismo de formación estelar del cúmulo Central permanece sin explicación, sin embargo muchos resultados observacionales favorecen el escenario de formación in-situ.

Como se mencionó, aparte del cúmulo Central, los cúmulos de Los Arcos y del Quintuplete son regiones del CG que albergan gran cantidad de estrellas masivas. El cúmulo de Los Arcos con una edad de 2.5 millones de años es más joven que el cúmulo del Quintuplete con una edad estimada de 4 millones de años y que el cúmulo Central con estrellas con edades de ∼6 millones de años (Stolte et al.,2009). Najarro et al.(2004) determinaron que estrellas del cúmulo de Los Arcos tienen metalicidades solares. Este cúmulo está ubicado en la región del Radio Arco, el cual se sitúa, en proyección, a una distancia de ∼30 pc de Sgr A^∗. En el cúmulo de Los Arcos se han observado cerca de 35 estrellas Wolf-Rayet (Blum et al.,2001). El cúmulo del Quintuplete contiene al menos 10 estrellas Wolf-Rayet y más de dos docenas de estrellas supergigantes (Figer et al.,1999).

La Fig. 1.6 muestra el radio continuo a 4.9 GHz de la región de los Arcos observado con el Very Large Array (Lang et al., 2005). En esta figura se pueden apreciar las posiciones tanto de los cúmulos de Los Arcos y del Quintuplete como de los FNTs del Radio Arco. Los vientos estelares y la radiación UV procedentes de ambos cúmulos estelares estar´ıan afectando considerablemente a sus entornos. De hecho, Rodr´ıguez-Fernández et al. (2004) descubrieron que la ionización a gran escala de la región de Los Arcos puede ser explicada por la radiación UV producida por los cúmulos de Los Arcos y del Quintuplete. Estos autores también hallaron una correlación entre el polvo caliente con el gas ionizado de la región de Los Arcos, lo que indicaba que el polvo también estaba siendo calentado por la radiación UV originada en ambos cúmulos estelares.

1.3 Rayos X en el CG

El CG alberga gran actividad responsable de la intensa emisión de altas energ´ıas que se observa en esta región de la Galaxia. Sgr A, Sgr B y Sgr C presentan una emisión difusa de rayos X (véase la Fig.1.7obtenida porWang et al.(2002)). Observaciones del telescopio espacial INTEGRAL revelaron emisión de continuo de rayos X muy duros (>10 keV) provenientes de una región de 1^′ (∼2.4 pc) alrededor de Sgr A* (Bélanger et al.,2006). Koyama et al. (1996) empleando observaciones de ASCA descubrieron un plasma caliente distribuido simétricamente a lo largo del plano galáctico con un pico de emisión en el CG. Ellos afirmaron que para la producción de ese tipo de plasma se requerir´ıa un flujo de energ´ıa de ∼10⁴¹⁻⁴² erg s⁻¹. Koyama et al.

(1996) también descubrieron emisión intensa y variable de la l´ınea fluorescente de Fe Kα a 6.4 keV hacia algunas nubes moleculares del CG, lo cual ha conllevado a sugerir la idea de que los rayos X que afectan a las nubes moleculares han sido generados por actividad pasada en Sgr A* (Koyama et al., 1996). En otro trabajo se mostró que la región de Sgr B2 presentó una disminución (∼40 %) en la emisión de los rayos X (en la banda de 20-60 keV) durante los 7 años en los que se efectuaron las observaciones (Terrier et al.,2010). La región de Sgr B2 ha sido considerada como un prototipo de “Nebulosa de Reflexión” con el fin de explicar la variabilidad detectada tanto en la emisión de rayos X como en la razón de intensidades de la l´ınea de Fe Kα a 6.4 keV sobre el continuo de rayos X duros. Como mostraronPonti et al.(2010), el complejo de Sgr B2 no es la excepción, ellos hallaron una disminución de la emisión de la l´ınea de Fe

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DECLINATION (J2000)

RIGHT ASCENSION (J2000)

17 46 15 00 45 45 30

-28 44

45

46

47

48

49

50

51

52

53

54

Pistol Nebula

Quintuplet Cluster

Arches Cluster

HII Regions Arched Filaments Filaments

Nonthermal Radio Arc

Sickle HII Region

+ +

VLA 4.9 GHz

~25 pc 10’

Figura 1.6 Mapa de radio continuo a 4.9 GHz de la región de Los Arcos (Lang et al.,2005). En el mapa se muestran las posiciones tanto de los cúmulos de Los Arcos (Arches Cluster) y del Quintuplete (Quintuplet Cluster) como de los Filamentos no Térmicos (Nonthermal Filaments).

Kα hacia la nube molecular G0.11-0.11 (una nube localizada entre Sgr A y el Radio Arco) y se sugirió que esta nube molecular podr´ıa estar respondiendo a la misma “llamarada” de rayos X que afectó a la región de Sgr B2.

En oposición al escenario de la Nebulosa de Reflexión que originar´ıa la l´ınea de Fe Kα en el CG, se ha propuesto que la l´ınea de Fe Kα también podr´ıa ser excitada por electrones subrelativistas (Yusef-Zadeh et al., 2002). No obstante, el inconveniente de esta idea es que la excitación de la l´ınea de Fe Kα no puede ser originada por part´ıculas subrelativistas, pues las escalas temporales de enfriamiento de éstas no convergen con las escalas temporales de variabilidad de la l´ınea de Fe Kα que se observan en las nubes moleculares del CG (Terrier et al.,2010).

1.4 El campo magn´ etico en el CG

Los Filamentos no Térmicos, FNTs, producidos por emisión de tipo sincrotrón, probablemente trazan un campo magnético poloidal a gran escala que es perpendicular al plano galáctico (Morris & Serabyn,1996). Se han estimado magnitudes de ∼1 mG dentro de los FNTs (Yusef- Zadeh & Morris,1998). La polarización de la emisión térmica infrarroja ha permitido medir la dirección del campo magnético hacia el CG. La Fig. 1.8muestra mediciones de polarización a 60 µm superpuestas sobre el radio continuo a 6 cm de la región HII G0.18-0.04. Conociendo que el ángulo de posición del plano galáctico es de ∼30^◦y teniendo en cuenta las mediciones de polarización de la Fig.1.8, se infiere que la dirección del campo magnético dentro de la nube es paralela al plano galáctico y perpendicular al campo magnético de los FNTs. En otras cuatro nubes del CG también se han medido campos magnéticos paralelos al plano galáctico analizando la polarización del infrarrojo lejano (Davidson, 1996). Se cree que los FNTs del CG podr´ıan

(21)

1.4 El campo magn´etico en el CG

Figura 1.7 Mapa de emisi´on de rayos X en el CG (Wang et al.,2002). En el mapa se muestra la superposici´on de tres bandas de energ´ıa, la banda 1-3 keV en rojo, la banda 3-5 keV en verde y la banda 5-8 keV en azul. Se indican las regiones de Sgr A, Sgr B1, Sgr B2, Sgr C, entre otras.

formarse en las superficies de cúmulos moleculares densos, pues se observan discontinuidades en las posiciones de interacción entre los cúmulos moleculares y los FNTs (Morris & Serabyn, 1996).

Figura 1.8 Polarización de los Filamentos No Térmicos (Morris & Serabyn, 1996). Los seg- mentos presentan las medidas de polarización del campo eléctrico a 60 µm. La imagen en gris corresponde al radio continuo a 6 cm y los contornos corresponden a la emisión de CS(3-2) (Serabyn & Güsten,1991).

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Además,Nishiyama et al. (2010) obtuvieron un mapa de polarización de la región central (2^◦×2^◦) del CG y hallaron una distribución de los ángulos de posición de la polarización que apunta a una configuración magnética toroidal cerca del plano galáctico. Sin embargo, para latitudes &0.4^◦ se observa que la dirección del campo magnético ya no es paralela al plano de la Galaxia. La región de cambio de la dirección de los ángulos de posición de la polarización podr´ıa interpretarse como una región de transición entre el campo magnético toroidal y poloidal a gran escala de la Galaxia (Nishiyama et al.,2010).

1.5 Qu´ımica del medio interestelar

El hidrógeno molecular es el constituyente más abundante en las nubes moleculares, y la qu´ımica en dichas nubes se genera a partir del gas que está constituido principalmente por hidrógeno atómico, junto con una componente menor de elementos como carbono, ox´ıgeno, nitrógeno, azufre, silicio, etc (Greenberg & Pirronello, 1991).

1.5.1 Nubes moleculares

El material interestelar en nuestra Galaxia tiene condiciones f´ısicas que cubren un amplio rango.

La composición qu´ımica de las nubes moleculares depende de varios parámetros f´ısicos y procesos tales como: densidades de H2, temperaturas cinéticas (Tcin), pasado evolutivo de las nubes, abundancias de los granos de polvo, flujos de rayos cósmicos y fotones, presencia de choques, etc (Greenberg & Pirronello,1991). Además, las nubes moleculares juegan un rol esencial en el ciclo de vida del material interestelar, pues son lugares donde nacerán estrellas y se producirá la interacción de estrellas con sus entornos.

Las nubes moleculares en el MI han sido clasificadas en nubes difusas y translúcidas, nubes oscuras y nubes moleculares gigantes. Un parámetro importante para estudiar nubes moleculares es su extinción visual, que consiste en la absorción que sufrir´ıa la luz de una estrella situada detrás de la nube por el efecto del polvo de dicha nube molecular sobre la radiación.

Esta extinción depende de la longitud de onda y se suele usar su valor en el visible, Av. Las nubes difusas y translúcidas se observan usualmente como envolturas más externas de nubes mucho más densas. Densidades de H2610³ cm⁻³ y Tcin≃100 K son caracter´ısticas de estas nubes (Greenberg & Pirronello, 1991). Por otro lado, en nubes oscuras con Av>5 se observan densidades de H2∼10³-10⁵cm⁻³y Tcin∼10-20 K (Greenberg & Pirronello,1991). La nube molecular de Tauro es considerada como una representante de nubes moleculares oscuras.

Las nubes moleculares gigantes son nubes masivas con gran heterogeneidad en temperaturas, densidades, grado de ionización y cinemática. Como representantes de este tipo de nubes se tienen a las nubes moleculares gigantes de 20 y 50 km s⁻¹ de Sgr A en el CG y a la nube molecular gigante de Orión en el disco galáctico.

Como se dijo, la qu´ımica de nubes moleculares depende de la densidad de H2, Tcin, flujos de rayos cósmicos, fotones, grado de ionización, etc. Se han observado diferencias importantes en la composición qu´ımica de nubes translúcidas y nubes gigantes con núcleos calientes y densos asociados a la formación reciente de estrellas masivas. Orión KL (parte del complejo molecular de Orión) contiene un medio caliente y denso que se piensa está calentado por fuentes internas, probablemente protoestrellas masivas. En ella se han observado grandes abundancias de moléculas orgánicas complejas (MOCs) como CH3CH2CN y CH2CHCN. Jones & Williams (1984) afirmaron que moléculas relativamente saturadas como CH3CH2CN, CH2CHCN, H2O y NH3pueden formarse en los granos como consecuencia de la gran movilidad del hidrógeno en sus mantos. Esto podr´ıa haber ocurrido en la nube de Orión KL, es decir, las MOCs podr´ıan

(23)

1.5 Qu´ımica del medio interestelar

haberse formado en los mantos de los granos y posteriormente éstas podr´ıan haber sido liber- adas a la fase gas gracias a la evaporación de los mantos por el calentamiento del medio por una fuente que irradia en el infrarrojo (IRc2). También se cree que el metanol (CH3OH) y el etanol (C2H5OH) se sintetizan en los mantos de los granos y que luego estas moléculas son transportadas a la fase gas (Greenberg & Pirronello,1991).

1.5.1.1 Qu´ımica en n´ucleos calientes

Los núcleos calientes son nubes densas de gas y polvo (nH∼10⁷cm⁻³), compactas con tamaños de ∼0.1 pc, calientes con temperaturas de ∼100-300 K y están asociados a regiones de formación estelar masiva y reciente (Mookerjea et al., 2007). Se piensa que la fase de núcleo caliente se prolonga alrededor de 10⁵-10⁶ años y que representa la fase qu´ımica más rica del MI (Van Dishoeck & Blake,1998;Garrod & Herbst,2006). Se ha sugerido la existencia de diferenciación qu´ımica entre moléculas nitrogenadas (NH3, CH3CN, C2H5CN, etc) observadas principalmente hacia el núcleo caliente de Orión KL, mientras que hacia una región llamada Cresta de Orión se han observado moléculas oxigenadas como CH3OH, CH3OCH3, HCOOCH3, etc. Sin embargo, observaciones recientes de C2H5CN, (CH3)2, HCOOCH3, HCOOH, CH3OH, etc., llevadas a cabo con el interferómetro CARMA probaron que la emisión de las moléculas nitrogenadas como oxigenadas coexiste (Weaver et al.,2012).

Los n´ucleos calientes Sgr B2M y Sgr B2N en el CG tambi´en han sido ampliamente estudiados.

Sgr B2M y Sgr B2N son núcleos calientes inmersos en una envoltura de menor densidad (Gordon et al.,1993). Turner(1991) observó más de 700 l´ıneas moleculares a 3 mm hacia Sgr B2M y Sgr B2N. Asimismo, un barrido espectral a 1.3 mm de ambos núcleos calientes puso en evidencia la emisión de 42 especies moleculares y de algunos de sus isotopólogos (Nummelin et al.,2000).

La emisión de moléculas orgánicas complejas como CH2OHCHO, HOCH2CH2OH, HC2CHO, CH2CHCHO, CH3CH2CHO, entre otras, también se ha detectado hacia el material quiescente de nubes moleculares distribuidas a lo largo del CG (Requena-Torres et al.,2008).

Se considera que la qu´ımica en los núcleos calientes está dominada por reacciones en los mantos helados de los granos de polvo que generan MOCs que son eyectadas a la fase gas por evaporación térmica.

1.5.1.2 Qu´ımica en nubes moleculares afectadas por radiaci´on UV

Campos de radiación UV con energ´ıas >13.6 eV crean regiones HII en las cuales las moléculas se destruyen y los átomos se ionizan. Sin embargo, en regiones afectadas por la radiación UV con energ´ıas de ∼6-13.6 eV el hidrógeno se encuentra principalmente en estado neutro o en forma de H3 y solamente algunos átomos con bajo potencial de ionización como carbono son ionizados y las moléculas son parcialmente fotodisociadas. Estas regiones son denominadas PDRs (Photodissociation Regions). Hacia PDRs se han observado temperaturas cinéticas de 100-1000 K.

Los fotones presentes en PDRs penetran en las zonas moleculares cercanas a las estrellas y fotoionizan ´atomos y mol´eculas:

X+ hν → X⁺+ e o tambi´en pueden fotodisociar mol´eculas:

Y Z+ hν → Y + Z

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En PDRs se espera la presencia de iones moleculares reactivos como HOC⁺y/o CO⁺(Fuente et al., 2003). La PDR presente en la nebulosa Cabeza de Caballo ha sido estudiada extensa- mente. La nebulosa Cabeza de Caballo aparece como una figura oscura frente a la emisión luminosa de la región HII IC 434 a longitudes de onda visibles. Al contrario, la nebulosa Cabeza de Caballo muestra emisión intensa de continuo submilimétrico y de l´ıneas en el infrarrojo y longitudes de onda milimétricas. En esta región se ha detectado emisión de HOC⁺hacia la PDR y se han determinado razones HCO⁺/HOC⁺ que var´ıan entre ∼75 y 200 (Goicoechea et al.,2009b).

NGC 7023 localizada a una distancia de ∼400 pc tambi´en es considerada como un prototipo de PDR (Fuente et al.,2003). Hacia esta PDR se ha hallado emisi´on tanto de CO⁺(Fuente &

Mart´ın-Pintado, 1997) como de HOC⁺ y SO⁺ (Fuente et al.,2003).

Se cree que el CO⁺ se crear´ıa en una PDR tanto a través de la reacción C⁺+OH→CO⁺+H como por transferencia de carga entre CO y CH⁺ o por ionización directa de CO (Fuente et al.,2003). Por otro lado, Fuente et al.(2003) consideran la formación de HOC⁺ en una PDR especialmente a través de las siguientes rutas:

C⁺+ H2O → HOC⁺+ H CO⁺+ H2→ HOC⁺+ H.

1.5.1.3 Qu´ımica en nubes moleculares afectadas por choques

En nubes oscuras sin formaci´on estelar se observan bajas abundancias relativas de la mol´ecula SiO, en cambio se observan grandes abundancias de SiO en regiones afectadas por choques (Mart´ın-Pintado et al.,1992).

Se piensa que ondas de choque interestelares se generan por mecanismo tales como eyección de material de estrellas, explosión de supernovas, vientos estelares, etc (Greenberg & Pirronello, 1991). En regiones de choques la energ´ıa cinética en la onda de choque produce un incremento tanto de la temperatura del gas como de la erosión de los granos de polvo. Se espera que la emisión molecular en regiones chocadas se detecte principalmente en las zonas situadas detrás del frente de choque, en las cuales se ha producido un aumento de la energ´ıa térmica. Hay dos tipos de choques en el MI, choques de tipo J y de tipo C (Greenberg & Pirronello,1991).

Los choques de tipo J ocurrir´ıan en regiones que poseen campos magnéticos muy débiles y que además están afectadas por perturbaciones con velocidades >50 km s⁻¹. También se espera que inmediatamente después del paso de un choque de tipo J, la temperatura del medio aumente abruptamente, conllevando a la disociación e ionización de todo el gas. En la región post choque se espera emisión en el UV y visible, as´ı como emisión en las l´ıneas tanto de hidrógeno y helio como de iones de ox´ıgeno, carbono, azufre, etc (Greenberg & Pirronello,1991). En las regiones post choque se esperan temperaturas de ∼10⁴ K que luego se enfriarán hasta temperaturas por debajo de ∼400 K.

Por otro lado los choques de tipo C ocurren en medios en los cuales existe un campo magnético moderado, la tasa de ionización es baja (iones/H .10⁻⁶) y las velocidades de choque son .40 km s⁻¹ (Greenberg & Pirronello, 1991). En este escenario los choques son posibles para velocidades Vchoques >VA, donde VA es la velocidad Alfven, pues de otro modo las perturbaciones ser´ıan amortiguadas por las ondas Alfven. Durante un choque de tipo C el campo magnético es comprimido adelante del frente de choque y el material cargado se acelera desacoplándose del medio neutro (Mullan, 1971). La región desacoplada situada adelante del frente de choque es conocida como “precursor magnético”. Se espera que el desacoplamiento entre el material ionizado y neutro produzca tanto liberación de grandes cantidades de material

(25)

molecular de los granos (Jiménez-Serra et al.,2008) como l´ıneas de SiO con anchuras angostas con respecto a las provenientes del material post choque (Jiménez-Serra et al.,2009). Roberts et al.(2012) descubrieron que dos fuentes protoestelares con flujos bipolares, NGC 1333 y L1448- IRS3, muestran tanto l´ıneas de SiO con anchuras angostas de ∼0.5 km s⁻¹como altas razones H¹³CO⁺ 4→3/1→0, en tanto que las l´ıneas de SiO(2-1) revelaron anchuras mayores hacia el medio post choque del entorno. NGC 1333 y L1448-IRS3 son considerados como candidatos a precursores magnéticos en regiones con choques de tipo C.

1.5.2 El polvo interestelar

El polvo interestelar es considerado como la fuente principal de extinción interestelar en el UV y visible, as´ı como un agente qu´ımico catalizador de gran importancia. Se cree que la mayor´ıa de las part´ıculas de polvo poseen tamaños del orden de 0.1 micras, con una minor´ıa de part´ıculas con tamaños de ∼0.01 micras llegando hasta tamaños de decenas de nanómetros (Greenberg &

Pirronello,1991).

La extinci´on visual total, A(V), a lo largo de la l´ınea de mira L viene dada por:

A(V )

L = Ndπ¯a²

LQv(¯a)(1.086)

donde ¯a es el radio medio de las part´ıculas, Nd es el número de part´ıculas, Qv(¯a) es la eficiencia media de la extinción y 1.086 es un factor de conversión de profundidad óptica a magnitud de extinción (Greenberg & Pirronello, 1991). La relación entre la densidad de la masa de polvo ρd y la densidad de las part´ıculas de polvo ρ viene dada por:

ρd ≈a¯A(V ) L ρ

De esta manera para una nube de 1 pc con una extinci´on de 2 magnitudes y part´ıculas de 0.1 µm con densidades de 2 g cm⁻³ se deriva una ρd ≈10⁻²³ g cm⁻³. En promedio, en el MI la densidad de polvo corresponde a un ∼1% de la densidad total del gas.

Las primeras ideas acerca de la composición de los granos de polvo se obtuvieron mediante observaciones que pusieron en evidencia absorciones de silicatos a 9.7 y 18.2 µm, el “bump” a 2175 ˚A causado por grafito o carbono aromático, bandas a 3.3, 6.2, 7.7 y 11.3 µm originadas por hidrocarburos aromáticos polic´ıclicos y bandas de hielo de H2O. En la nube molecular de Tauro se han observado bandas de hielo de H2O y NH3 (Jones & Williams, 1984). Bandas de absorción a 3.47 µm asignadas a hielo de agua también se han observado hacia los objetos estelares jóvenes W33A y GL 2136 (Brooke et al.,1999). Algunas de estas bandas observadas hacia W33A se muestran en la Fig.1.9. Dartois et al.(1999) estudiaron espectros infrarrojos de fuentes con componentes protoestelares incluyendo a W33A y descubrieron bandas en absorción a 3.54, 3.84 y 3.94 µm. Ellos compararon los datos observacionales con espectros de distintas mezclas de laboratorio, atribuyendo as´ı el origen de dichas absorciones al modo stretching de CH3de la molécula CH3OH.

Por otra parte observaciones de infrarrojo del CG (Tielens et al., 1996) han revelado absorciones a 3.0 y 6.1 µm atribuidas a los modos stretching de la mol´ecula OH y bending de la mol´ecula H2O, respectivamente.

Las dos fuentes principales de energ´ıa que afectan el procesamiento del polvo interestelar son los fotones con energ´ıas &6 eV y los rayos c´osmicos con bajas energ´ıas .2 MeV (Greenberg

& Pirronello, 1991). Los fotones UV con energ´ıas suficientes pueden romper y/o ionizar las moléculas depositadas en los granos de polvo. Por su parte los rayos cósmicos aportan cantidades importantes de energ´ıa que afectan la qu´ımica de las moléculas presentes en los granos de polvo.

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Figura 1.9 Espectro de 2.4-25 µm del objeto estelar joven W33A (Gibb et al.,2000).

1.5.3 Qu´ımica en el CG

Como se mencionó, la radiación UV y los rayos X presentes en el CG contribuyen de manera eficiente al calentamiento del medio interestelar, sin embargo, éstos también juegan un rol importante en la qu´ımica del medio interestelar. Amo-Baladrón et al.(2009) descubrieron una correlación entre la razón de intensidades de las l´ıneas de SiO/CS y la anchura equivalente de la l´ınea de Fe Kα (considerada un excelente trazador de X-ray Dominated Regions, XDRs) de nubes moleculares de Sgr A. Ellos propusieron que las grandes abundancias de SiO de estas nubes se podr´ıan explicar en un escenario en el cual los granos de polvo hab´ıan sido afectados por rayos X originados en una fuente cercana al CG (posiblemente en Sgr A*). Estos rayos X incrementar´ıan la temperatura del polvo haciendo posible la evaporación de Si atómico y/o SiO.

Sin embargo, las grandes abundancias de SiO también pueden explicarse en un escenario de rayos cósmicos de baja energ´ıa creados por una supernova, cuyos choques asociados producir´ıan el aumento de SiO en la fase gas a través de la pulverización de los granos de polvo. No obstante, los rayos cósmicos no pueden explicar la variabilidad de la l´ınea de Fe Kα de estas nubes (Amo- Baladrón et al.,2009).

La emisión de SiO, H¹³CO⁺, HN¹³C, HNCO, C¹⁸O y CS de nubes moleculares t´ıpicas de Sgr A fue estudiada en el trabajo de Amo-Baladrón et al. (2011), quienes descubrieron que el HNCO en estas nubes es eyectado de los mantos de los granos de polvo por choques no disociativos de tipo C. Esto autores también hallaron que el HNCO se fotodisocia en regiones del CND afectadas por la intensa radiación UV proveniente del cúmulo estelar Central, y que en cambio el SiO parec´ıa ser más resistente a los fotones UV o incluso parec´ıa estar producido más eficientemente por choques en el CND. Otro trabajo ha mostrado que las nubes moleculares de 20 y 50 km s⁻¹ en Sgr A revelan emisión intensa del polvo (véase la Fig.1.10), entretanto que el CND aparte de la emisión del polvo además exhibe emisión tanto de tipo libre-libre como sincrotrón (Garc´ıa-Mar´ın et al., 2011).

Empleando la raz´on de abundancias de HNCO/¹³CS se han estudiado nubes moleculares del CG afectadas por distintos procesos f´ısicos, hall´andose altas razones de HNCO/¹³CS en nubes moleculares afectadas principalmente por choques que seguramente pulverizan los granos, liberando as´ı grandes cantidades de HNCO a la fase gas (Mart´ın et al.,2008). Por otra parte

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Figura 1.10 Mapa de emisión a 870 µm de Sgr A (Garc´ıa-Mar´ın et al., 2011). Se observa la emisión térmica del CND y de otras nubes moleculares del entorno de Sgr A.

se hallaron bajas razones de HNCO/¹³CS en nubes moleculares afectadas por intensa radiaci´on UV que destruye el HNCO (Mart´ın et al.,2008).

En otro trabajo se estudió la emisión de MOCs como CH3OH, C2H5OH, HCOOCH3, (CH3)2O y HCOOH de nubes moleculares situadas en la ZMC. Estas moléculas revelaron abundancias similares e incluso mayores con respecto a las medidas en núcleos calientes con formación estelar masiva (Requena-Torres et al., 2006). En este trabajo también se encontró que las razones de abundancias de dichas moléculas relativas al metanol eran constantes en todas las nubes estudiadas, lo cual sumado a las altas abundancias de las MOCs suger´ıa que todas estas moléculas hab´ıan sido eyectadas de los mantos de los granos por choques y que además la composición promedio de los mantos de los granos en dichas nubes es similar. Sin embargo,Requena-Torres et al.(2006) si observaron diferencias entre las abundancias de MOCs de nubes con material quiescente en comparación con aquellas de las regiones de la Hoz y del Radio Arco, afectadas considerablemente por radiación UV.

En otro trabajo empleando datos a 2mm tomados con el telescopio de 30m de IRAM se estudió el gas molecular de 9 fuentes situadas en los complejos moleculares de Sgr B, Sgr A y en la región de Los Arcos (tesis doctoral de Mart´ın-Ruiz S.¹), encontrándose que el HNCO en la posición (-30^′′,-30^′′) en Sgr A* como en S+0.18−0.04 asociadas con los cúmulos estelares Central y del Quintuplete, respectivamente, mostraba una abundancia alrededor de un orden de magnitud menor que la media observada en las otras fuentes de la muestra, lo que suger´ıa la fotodisociación de HNCO en ambas fuentes asociadas con los cúmulos estelares, mientras que a groso modo la otras especies moleculares analizadas mostraban poca variación en sus abundancias entre las otras fuentes de la muestra que fueron consideradas como prototipos de nubes moleculares de la región central de la Galaxia. En este trabajo también se encontró que el HNCO en la galaxia M 82 mostraba una abundancia un factor ∼20 menor que en la Galaxia

1http://www.iram.fr/∼smartin/en/Tesis.html

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Figura 1.11 Mapas moleculares de la Zona Molecular Central (Jones et al.,2012).

NGC 253 y alrededor de dos órdenes de magnitud menor que las abundancias halladas para los prototipos de nubes del CG, evidenciando los efectos de la radiación UV sobre el HNCO en ambas galaxias con brotes de formación estelar.

La ZMC presenta una emisión extensa de especies moleculares como c-C3H2, CH3CCH, HOCO⁺, SO, H¹³CN, H¹³CO⁺, HN¹³C, CCH, HNCO, HCO⁺, HNC, HC3N, ¹³CS y N2H⁺ (Jones et al., 2012). La distribución espacial de algunas de estas moléculas se ofrece en la Fig.1.11. En Sgr B2 se han descubierto diferencias importantes en la distribución espacial de la emisión de varias especies moleculares debido posiblemente a diferencias en sus abundancias y/o la excitación molecular (Jones et al.,2008). Sgr B2 es la región de emisión de l´ıneas moleculares más intensa a longitudes de onda milimétricas sobre toda la ZMC, esta última a su vez contiene la concentración más alta de regiones densas de emisión milimétrica y submilimétrica en la Galaxia (Bally et al.,2010).

El vapor de agua tambi´en ha sido observado en el centro de la Galaxia. Sandqvist et al.

(2003) empleando el satélite Odin observaron la emisión de la transición fundamental Orto 110- 101 de H2O en el CND y en las nubes moleculares de 20 y 50 km s⁻¹. Ellos también hallaron

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absorciones angostas (a velocidades negativas) en los espectros de H2O causadas por los brazos espirales (de Sagitario, -30 km s⁻¹ y 3 Kpc) de la Galaxia.

Como se mencionó, varios estudios (Requena-Torres et al., 2006; Mart´ın et al., 2008) han mostrado que las abundancias moleculares encontradas en nubes del CG pueden ser explicadas por la influencia de choques que pulverizan los mantos de los granos que liberan as´ı grandes cantidades de moléculas a la fase gas. Sin embargo, no está claro si además fotones UV/rayos X y su qu´ımica inducida juegan un papel importante en el gas de nubes moleculares del CG.

Por este motivo en los cap´ıtulos2 y4 hemos estudiado trazadores de este tipo de qu´ımica en nubes de los complejos de Sgr B2 y Sgr A.

El estudio realizado por Requena-Torres et al. (2006) sugiere que existe una composición qu´ımica promedio similar de los mantos de los granos en nubes moleculares distribuidas a lo largo del CG. Este estudio se ha extendido en el cap´ıtulo 2 a través de la comparación de las abundancias de un gran número de especies moleculares (34 especies moleculares y 18 isotopólogos), las cuales se han derivado mediante un barrido espectral a 3 mm de dos nubes moleculares separadas más de 120 pc en el CG. Nuestro trabajo también ha permitido realizar un estudio de la excitación molecular de dichas nubes. En el cap´ıtulo2también hemos realizado un estudio comparativo de las propiedades qu´ımicas y la excitación molecular de las nubes del CG consideradas en nuestro estudio con respecto a aquellas inferidas previamente en galaxias cercanas con brotes de formación estelar como NGC 253 y M 82, lo que permite esclarecer si las propiedades qu´ımicas y f´ısicas de las nubes moleculares del CG son representativas de núcleos de galaxias.

Como se mencionó, el vapor de agua se ha detectado hacia el CG mediante la observación de su transición en el estado fundamental Orto 110-101 a 557 GHz, pero también a través de la emisión máser de H2O(616-523) a 22 GHz (Yusef-Zadeh & Mehringer, 1995; Sjouwerman et al., 2002). No obstante, hasta ahora no existen estudios de la distribución espacial de la emisión/absorción de var´ıas transiciones de H2O hacia el entorno de Sgr A*, lo cual ha sido posible gracias a observaciones del telescopio espacial Herschel. Este estudio se ha desarrollado en el cap´ıtulo3. Las observaciones llevadas a cabo con el telescopio Herschel además ofrecieron la posibilidad de estudiar por primera vez la excitación y la qu´ımica del vapor de agua hacia nubes moleculares del CG afectadas por mecanismos conocidos de calentamiento del gas.

Finalmente en el cap´ıtulo4hemos comparado la distribución espacial de la emisión/absorción de distintos trazadores moleculares, trazadores de choques (SiO y HNCO), trazadores de gas poco denso (¹³CO y C¹⁸O), trazadores de gas denso (H¹³CO⁺, HN¹³C, SO2) y un trazador de PDRs/XDRs (HCO) con mapas tanto de radio continuo a 20 cm como de la emisión de la l´ınea de Fe Kα. Este estudio conjuntamente con un estudio comparativo de razones de densidades de columna de dichos trazadores derivadas para PDRs, XDRs y regiones con gas quiescente nos han permitido estudiar los posibles efectos de la radiación UV/rayos X en el gas molecular de Sgr B2.

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