Ley de Formacion Estelar en´ Nubes Moleculares Galacticas ... · lar, en una muestra de 12 nubes...

Ley de Formacion Estelar en

Nubes Moleculares Galacticas

con Formacion Estelar de

Alta Masa.

por

M.C. Ricardo Retes Romero

Tesis sometida como requisito parcial para

obtener el grado de

DOCTOR EN CIENCIAS EN LA

ESPECIALIDAD DE ASTROFISICA

en el

Instituto Nacional de Astrofısica, Optica y

Electronica

Septiembre 2017

Tonantzintla, Puebla

Supervisada por:

Dr. Yalia Divakara Mayya

Investigador Titular I.N.A.O.E.

Dr. Abraham Luna Castellanos

Investigador Titular I.N.A.O.E.

©INAOE 2017

El autor otorga al INAOE el permiso de

reproducir y distribuir copias de esta tesis en su

totalidad o en partes mencionando la fuente

Resumen

El presente trabajo de tesis aborda el estudio de la distribucion de la tasa de formacion

estelar respecto a la densidad del gas, llamado en la literatura ley de formacion este-

lar, en una muestra de 12 nubes moleculares gigantes (GMCs) galacticas y en nubes

infrarrojas oscuras (IRDCs) asociadas a las GMCs, ası como otros parametros de la

actividad de formacion estelar en estas. Las nubes son definidas usando la emision del

gas molecular 13CO y se ha hecho el censo de objetos estelares jovenes (YSOs) a partir

de los datos de GLIMPSE y MIPSGAL 24µm Spitzer.

En cada una de las nubes se ha obtenido la funcion de masa de los YSOs en el rango

de 0.1 M⊙ hasta 30 M⊙. La funcion de masa para la muestra de nubes sigue una dis-

tribucion log normal mas una ley de potencia tipo Salpeter, la cual es consistente con

resultados de estudios recientes de la funcion de masa de cores proto estelares y de

cumulos jovenes estelares. Usando la masa de los YSOs y la masa de cada nube mo-

lecular, se obtuvieron la tasa de formacion estelar (SFR) y la eficiencia de formacion

estelar (SFE) para cada una de las nubes. Los valores de SFR obtenidos estan en el

rango de 12.0 hasta 756.0 M⊙ Myr−1, los cuales son comparables a los que se presen-

tan en regiones galacticas de formacion estelar, tales como Orion A y B. Los valores

obtenidos para la SFE estan en el rango de 0.5 % hasta 3.8 %, siendo comparables a los

reportados en Orion y en regiones galacticas que forman estrellas de baja masa.

Dentro de cada nube molecular, se ha obtenido la densidad superficial de la tasa de for-

macion estelar (ΣSFR) y la densidad superficial de gas (Σgas) en contornos sucesivos de

densidad columnar trazada por la emision del 13CO. Para la mayorıa de las nubes, una

ley de potencia doble tiene mejor ajuste a los datos observados. El primer ındice tiene

valores entre 0.1 y 0.6 para el rango de Σgas de 20 a 100 M⊙ pc−2, mientras que el se-

gundo ındice tiene valores entre 1.3 y 3.6 para el rango de 100 a 1000 M⊙ pc−2. El valor

de Σgas para el cual se da el cambio de regimen en la relacion encontrada, esta entre 150

y 360 M⊙ pc−2. Este valor de Σgas es llamado valor umbral de la formacion estelar en

la literatura reciente. Los valores de Σgas para el cambio de regimen encontrados en las

nubes son consistentes con los reportados en la literatura. Cuando la ley de formacion

estelar es estudiada usando un valor global para cada una de las nubes, se encuentra que

la mayorıa de las nubes estan por encima de la relacion de Kennicutt (1998) en factores

de 1.5 hasta 30.0 y con valores similares a los encontrados en clumps masivos. Ademas,

las nubes tienen valores globales de ΣSFR similares a los de las regiones galacticas de

formacion estelar de baja masa y a los de clumps masivos galacticos.

Tambien se ha estudiado la ley de formacion estelar y la capacidad para formar estrellas

de alta masa y cumulos estelares en 131 IRDCs asociadas a las nubes moleculares. Para

ello, se han seleccionado IRDCs embebidas en las nubes de la muestra de estudio y se

han obtenido sus propiedades fısicas. En las IRDCs, la ΣSFR no tiene una dependencia

con respecto a la densidad superficial de gas, estando estas agrupadas alrededor de 300

M⊙ pc−2, lo cual es explicado por la dependencia de Σgas de una correlacion masa-radio

presente en las IRDCs y un rango dinamico estrecho en los valores de Σgas en estas. Del

total de las IRDCs, el 40 % (52 IRDCs) cumple con el criterio masa-radio para regiones

de formacion estelar que pueden formar estrellas masivas y posibles cumulos estelares.

25 IRDCs (aproximadamente 19 % del total) tienen masas mayores a 1000 M⊙, lo cual

las convierte en buenos candidatos para estudiar las condiciones fısicas iniciales de la

formacion de cumulos estelares.

Abstract.

The aim of this thesis is the study of the star formation rate distribution with respect to

the gas density named star formation law in the literature, in a sample of galactic mo-

lecular clouds (GMCs) and infrared dark clouds (IRDCs) embedded in these, as well

other star formation activity parameters. The clouds are defined using the 13CO mo-

lecular emission line and the young stellar objects (YSOs) are selecting from Spitzer

GLIMPSE y MIPSGAL 24µm databases.

For each cloud the mass function (MF) of the YSOs is obtained in the mass range from

0.1 M⊙ to 30 M⊙. The resulting MF have a log normal form for low masses and an

extended tail toward higher masses, resembling well to the Salpeter’s form. This MF

is consistent with the resulting mass distribution in protostellar cores and young star

clusters in recent studies. With the YSOs mass and cloud masses, the star formation rate

(SFR) and star formation efficiency (SFE) are determined for all the clouds. These ha-

ve a SFR range from 12.0 to 756.0 M⊙ Myr−1, whilst the SFEs varying from 0.5 % to

3.8 %. These SFR/SFE values are comparable to Orion A/B values and other Galactic

star-forming regions.

The star formation rate (SFR) surface densities (ΣSFR) is obtained from count of the

YSOs at successive bins of gas column densities traced by the 13CO line emission. The

density gas (Σgas) is obtained in the same column density contours. For almost the

clouds (8/10), a broken power law (BPL) with two indexes have better agreement with

the observed data. The first index has values from 0.1 to 0.6 in the Σgas range from ∼20

to ∼100 M⊙ pc−2, while the second index ranging from 1.3 to 3.6 from ∼100 to ∼1000

M⊙ pc−2. The BPL relation suggest the presence of two gas density regimes in the star

formation law: a low density gas regime with weak (sublinear) star formation activity,

whilst the high density gas regime has strong star formation activity. A break is found

in the gas density range for the change of regime on the star formation relation within

the clouds. The break (Σgas) values are from 150 to 360 M⊙ pc−2, which compares well

with threshold values in Σgas for galactic star-forming regions in the recent literature.

When the star formation law is analyzed with global values, the clouds lie above the

Kennicutt relation by a factor between 1.5 up to 30.0 and below the linear relation of

massive dense clumps. Compared to the Galactic studies, the clouds have more dense

Σgas values than the low-mass star-forming regions although with similar ΣSFR values,

and they are overlapped to the lowest Σgas values for dense clumps.

Also I present the star formation law and the ability of IRDCs to form high mass stars

and star clusters. For this, IRDCs were selected from the molecular cloud sample using

Spitzer 8 µm data and their physical properties obtained. In addition, the associated

YSOs have been selected in each IRDC. The gas surface density is obtained from the

mass and area of each IRDC and the surface density of the SFR is obtained from coun-

ting YSOs within the IRDCs. The resultant distribution shows that the IRDCs do not

follow a correlation in the ΣSFR – Σgas diagram and these are clustered around Σgas

∼ 300 M⊙ pc−2, which is explained by the dependence of Σgas on the mass-radio co-

rrelation present in the IRDCs. Roughly 40 % of the total of IRDCs obey the mass-size

criterion for the star formation regions that can form high mass stars and star clusters.

25 IRDCs have masses greater than 1 000 M⊙, which positioned them as good candi-

dates to study the initial conditions of the formation of star clusters.

V

Publicaciones

Las siguientes publicaciones fueron obtenidas durante el trabajo doctoral.

Publicaciones en revista con arbitraje

Retes-Romero, R., Mayya, Y. D., Luna, A. & Carrasco, L.

The star-formation law in Galactic high-mass star-forming molecular clouds.

Publicado en Astrophysical Journal, 2017, 839, 113.

Publicaciones en memorias de congreso

1. Luna, A., Retes, R., Devaraj, R., Mayya, D. & Carrasco, L.

Infrared polarization of the molecular cloud associated to IRAS 18236-1205.

XV Latin American Regional IAU Meeting, 2017. In Press.

2. Retes, R., Luna, A., Mayya, D. & Carrasco, L.

Characterizing the embedded young stellar objects in the galactic star-forming

region IRAS 18236-1205. XIII Latin American Regional IAU Meeting (Eds. W.

J. Henney & S. Torres-Peimbert) Revista Mexicana de Astronomıa y Astrofısica

(Serie de Conferencias) Vol. 40, pp. 249-250. 2011


The molecular cloud and embedded young stellar population associated with

IRAS 18236-1205. Star clusters: basic galactic building blocks throughout time

and space, Proceedings of the International Astronomical Union, IAU Sympo-

sium, Volume 266, p. 516-516. 2010


Embedded Young Stellar Population in the molecular region towards IRAS 18236-

1205 source. XII Latin American IAU Regional Meeting (Eds. G. Magris, G.

Bruzual, & L. Carigi) Revista Mexicana de Astronomıa y Astrofısica (Serie de

Conferencias) Vol. 35, pp. 292. 2009


Embedded young stellar population in the galactic molecular cloud associated

with IRAS 18236-1205. A Long Walk Through Astronomy: A Celebration of

Luis Carrasco’s 60th Birthday (Eds. E. Recillas, A. Luna, & Y. D. Mayya) Revista

Mexicana de Astronomıa y Astrofısica (Serie de Conferencias) Vol. 37, pp. 165-

169. 2009

VI

Agradecimientos

Agradezco sinceramente el apoyo y dedicacion de mis asesores, Dr. Yalia Divakara

Mayya y Dr. Abraham Luna Castellanos, quienes diligentemente atendieron mis dudas

y avances del presente trabajo y me animaron a seguir y terminar mi trabajo doctoral.

La aportacion de ideas durante el desarrollo de esta tesis de parte del Dr. Luis Carrasco

Bazua ha sido de gran ayuda para guiar y enfocar el trabajo doctoral. El grupo de

profesores e investigadores de la coordinacion de Astrofısica han motivado y apoyado

mi desarrollo academico. Empero, la convivencia con mi familia, el grupo de amigos y

companeros ha enriquecido y motivado mi desarrollo como ser humano.

¡ Al gran pueblo de Mexico, por su lucha y coraje !

VII

“Lamina sirva el cielo al retrato,

Lısida, de tu angelical forma:

calamos forme el Sol de sus luces;

sılabas las estrellas compongan.”

Lamina sirva el cielo al retrato, Sor Juana Ines de la Cruz

“De noche,... levanta la frente y mira las estrellas, que caen dentro de sus ojos, y

entonces, lo que hay en lo mas profundo de su pecho se llena todo de luz”.

La Tierra del Faisan y del Venado, A. Mediz Bolio

Dedicado a nuestros presentes y futuros astronomos,

de cuyas manos y esfuerzos, vendran las mejoras al presente

y otros trabajos de investigacion astronomica.

A la gente trabajadora del paıs, que con su trabajo diario,

apoyan a la educacion publica desde los cimientos fundamentales.

VIII

Indice general

Indice general IX

1. Introduccion 1

1.1. Las nubes moleculares como sitios de formacion estelar . . . . . . . . . 2

1.2. La formacion estelar de alta masa en las nubes moleculares galacticas . 3

1.3. Trazadores de formacion estelar de alta masa . . . . . . . . . . . . . . 6

1.3.1. Fuentes IRAS candidatas a regiones Ultra Compactas HII . . . 6

1.3.2. Otros trazadores de la actividad de formacion estelar de alta masa. 7

1.4. Las fuentes puntuales en la banda de 24 µm Spitzer como candidatas a

YSOs . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9

1.4.1. Procesos fısicos en regiones de formacion estelar que generan

la emision observada en la banda de 24 µm . . . . . . . . . . . 9

1.4.2. Metodo de seleccion de YSOs en la banda de 24 µm Spitzer . . 10

1.4.3. La escala de tiempo en las etapas evolutivas de los YSOs . . . . 11

1.5. Ley de formacion estelar en regiones galacticas de formacion estelar . . 11

1.5.1. Valor umbral en la densidad superficial de gas para la ley de la

formacion estelar . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 15

1.6. Motivacion de esta tesis. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 15

1.7. Esquema de la tesis . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 16

2. Ley de formacion estelar en nubes moleculares galacticas con formacion

estelar de alta masa 18

2.1. Artıculo: The star formation law in Galactic high-mass star-forming

molecular clouds. Retes-Romero et al. (2017) . . . . . . . . . . . . . . 19

3. Propiedades fısicas y ley de formacion estelar en nubes infrarrojas oscuras

embebidas en nubes moleculares galacticas 39

3.1. Introduccion . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 40

3.1.1. Problemas abiertos en las IRDCs . . . . . . . . . . . . . . . . . 41

3.2. Seleccion de nubes infrarrojas oscuras asociadas a las nubes moleculares. 42

3.3. Propiedades fısicas de las nubes infrarrojas oscuras asociadas a las nu-

bes moleculares. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 45

3.3.1. Distribucion de densidad y masa de las IRDCs . . . . . . . . . 45

IX

3.3.2. Las IRDCs como progenitoras de estrellas masivas y de cumu-

los estelares . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 48

3.3.3. Ley de formacion estelar y eficiencia de formacion estelar en

las IRDCs . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 49

3.4. Discusion . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 51

3.4.1. Las IRDCs como sitios de formacion de estrellas masivas y

cumulos estelares . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 51

3.4.2. Analisis de la ley de formacion estelar en las IRDCs . . . . . . 53

3.4.3. Propiedades fısicas de las IRDCs masivas . . . . . . . . . . . . 53

3.5. Emision de polvo frıo hacia las IRDCs en las nubes moleculares . . . . 62

3.6. Condiciones fısicas y etapas evolutivas de formacion estelar hacia las

IRDCs en las nubes moleculares . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 63

3.6.1. Propiedades fısicas de clumps asociados a las IRDCs y nubes

moleculares . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 64

3.6.2. Trazadores de la actividad de formacion estelar de alta masa en

las nubes moleculares . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 65

3.6.3. Etapas evolutivas de la actividad de formacion estelar en las

IRDCs asociadas a las nubes moleculares . . . . . . . . . . . . 70

3.7. Resumen . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 72

4. Formacion estelar de alta masa en las nubes infrarrojas oscuras asociadas

a la region de formacion estelar IRAS 18236-1205 73

4.1. Introduccion . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 74

4.1.1. La distribucion espectral de energıa como herramienta de estu-

dio de la poblacion estelar joven . . . . . . . . . . . . . . . . . 74

4.1.2. Escenario de formacion estelar de alta masa. Fenomenologıa

observacional . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 75

4.2. Datos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 76

4.2.1. Fotometrıa en la banda 24 µm . . . . . . . . . . . . . . . . . . 76

4.2.2. Seleccion de fuentes infrarrojas candidatos a YSOs . . . . . . . 77

4.2.3. Contraparte en GLIMPSE /Spitzer de las fuentes infrarrojas y

criterios de seleccion de YSOs . . . . . . . . . . . . . . . . . . 77

4.2.4. Contaminantes foreground/background en la muestra de fuen-

tes infrarrojas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 78

4.2.5. Muestra final de YSOs . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 79

4.3. Resultados . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 80

4.3.1. Clasificacion de YSOs . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 80

4.3.2. Identificacion de YSOs en diagramas de diagnostico Spitzer . . . 80

4.3.3. Distribucion espacial de YSOs . . . . . . . . . . . . . . . . . . 82

4.3.4. Distribucion espectral de energıa (SED) de los YSOs: Modelo

fısico de SED . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 86

4.3.5. Parametros fısicos derivados del ajuste del modelo de SED.

Consistencia entre luminosidades del modelo . . . . . . . . . . 88

X

4.3.6. Comparacion entre parametros fısicos derivados del modelo de

SED y del trabajo de Retes-Romero et al. (2017) . . . . . . . . 96

4.4. Discusion. Escenario de formacion estelar de alta masa en la region de

formacion estelar IRAS 18236-1205 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 97

4.4.1. Los YSOs asociados con la IRDC G19.36-0.02 . . . . . . . . . 97

4.4.2. Los YSOs asociados con la IRDC G19.30+0.07 . . . . . . . . . 98

4.4.3. Sesgo observacional de seleccion en la banda de 24 µm . . . . . 99

4.5. Resumen . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 99

5. Conclusiones y trabajo futuro 101

5.1. Ley de formacion estelar en nubes moleculares galacticas con forma-

cion estelar de alta masa . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 101

5.2. Lıneas de investigacion a futuro . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 103

Apendices. 105

A. Tablas de las IRDCs asociadas con las nubes moleculares. 106

Indice de figuras 114

Indice de Tablas 120

Bibliografıa 121

XI

Capıtulo 1

Introduccion

“Todo pertenece a la espiral,

tanto el camino del universo

como la rotacion de la misma tela de las estrellas,

o el camino del padre Sol a traves del cielo.”

La tribu del Fuego, W. M. Gear & K.O. Gear.

“Es una historia que tiene que ver con el curso de la Vıa Lactea...”

Cancion del elegido, Silvio Rodrıguez.

El proceso fısico mediante el cual se forman las estrellas de alta masa (M⋆ > 8 M⊙) es

una cuestion abierta. Esto es a pesar del reconocimiento de la importante contribucion

de estos astros en el enriquecimiento quımico del medio interestelar vıa Supernovas

y vientos estelares, y de su papel en la dinamica del mismo, por medio de presion de

radiacion y vientos estelares. La observacion de la formacion de estrellas de alta masa

es complejo debido a que su etapa de formacion dura muy poco tiempo, en un ambiente

profundamente embebido en la nube progenitora y de naturaleza altamente energetica

y agrupada con otras estrellas de alta y baja masa, en sus correspondientes etapas de

formacion estelar. El rol fundamental que ejercen las estrellas de alta masa tambien se

presenta asociado a la regulacion de la formacion de nuevas generaciones de estrellas.

En este capıtulo se expone una introduccion general a los temas tratados en esta tesis,

enfocandose en los temas relacionados con la fenomenologıa observacional del proceso

de formacion estelar de alta masa y los parametros fısicos globales de la actividad de

formacion estelar, ası como en los estudios previos de la ley de formacion estelar en

nuestra galaxia.

1

1.1. Las nubes moleculares como sitios de formacion es-

telar

Las estrellas se forman en las regiones mas densas y frıas de la fase molecular del medio

interestelar, las cuales son denominadas nubes moleculares (MCs). Estas se encuentran

asociadas espacialmente con la poblacion estelar mas joven de nuestra galaxia y se

observa que constituyen junto con esta poblacion, las estructuras espirales en nuestra

galaxia, ası como en galaxias espirales cercanas. Esta asociacion fısica es evidencia de

un proceso fısico fundamental que los relaciona, la formacion estelar en la galaxia. Los

objetos mas masivos entre la poblacion de las nubes moleculares tienen masas mayores

que 104 M⊙ y son denominadas nubes moleculares gigantes (GMCs). Entre la compo-

nente molecular del medio interestelar, las GMCs son la poblacion dominante en masa.

Las nubes moleculares estan formadas por condensaciones densas de Hidrogeno mo-

lecular (H2) y polvo, principamente. Aunque el Hidrogeno molecular es la princi-

pal molecula constituyente de las GMCs, su deteccion es dıficil debido a que es una

molecula simetrica sin momento dipolar y necesita altas temperaturas para producir sus

transiciones rotacionales. Es por esto que el gas molecular monoxido de carbono (CO),

el cual tiene la segunda componente molecular en abundancia despues del H2 en el me-

dio interestelar, se ha constituıdo como el principal trazador del gas molecular, y por

ende de las nubes moleculares. La estructura interna de la GMCs es inhomogenea, ya

que embebidas en estas, se encuentran subestructuras con longitudes menores a algunos

parsecs1 y con una mayor densidad a la promedio del medio ambiente molecular que

les rodea. En estas subestructuras se presentan las condiciones fısicas necesarias para la

condensacion del material molecular y posterior colapso gravitacional, para formar las

protoestrellas (por ejemplo, siguiendo el escenario de Shu et al. (1987)). Cuando estas

condensaciones estan ligadas gravitacionalmente, son denominadas grumos (clumps)

o nucleos (cores) (Bergin & Tafalla, 2007). La diferencia fundamental entre estos dos

tipos de objetos radica en el tamano fısico y la densidad interna que llegan a alcan-

zar, ya que mientras que los cores son mas pequenos y forman objetos individuales

(estrellas), los clumps (mas grandes) formaran pequenas asociaciones de objetos (por

ejemplo, cumulos o asociaciones estelares) (Bergin & Tafalla, 2007).

Los clumps y cores embebidos en las GMCs presentan formas complejas que van des-

de estructuras irregulares a elongadas, las cuales muestran alta densidad promedio

(∼ 104 − 105 cm−3) y temperaturas bajas (5 K-15 K) (Carey et al., 2000). Estas es-

tructuras son mapeadas usualmente con trazadores de alta densidad como el CS, NH3

o bien a traves de las observaciones en el contınuo milimetrico (mm) o submilimetrico

(submm) de la emision del polvo frıo. Con estas observaciones se pueden obtener im-

portantes parametros fısicos de estos objetos, como por ejemplo, la temperatura, densi-

dad, masa y tamano fısico. Los clumps tienen masas entre 10 M⊙ y 1000 M⊙ y tamanos

1 Un parsec equivale a 3.08×1016m., o bien a 206,265 Unidades Astronomicas (U.A.)

2

desde ∼0.1 pc hasta 2 pc (Wu et al., 2010; Olmi et al., 2013; Giannetti et al., 2013),

mientras que los cores tienen masas entre 0.1 M⊙ y 50 M⊙ y tamanos desde ∼0.01

hasta 0.5 pc (Bergin & Tafalla, 2007; Andre et al., 2010; Butler & Tan, 2012). Otros

importantes parametros derivados del estudio del gas molecular, son la estabilidad de

la estructura de las GMCs y la cinematica intrınseca del proceso de la formacion de los

cores/clumps en las etapas mas tempranas, como lo son los flujos bipolares (outflows)

y flujos de material acrecentado (infalls) en los cores.

Los clumps y cores de altas densidades pueden estar asociados con fuentes infrarro-

jas brillantes o con ausencia de estas. Teoricamente, estos objetos densos y compactos

son los sitios de formacion estelar (Williams et al., 2000). Los clumps de alta masa

(M >103 M⊙), pueden ser trazados por la absorcion de la emision IR de fondo por el

polvo frıo asociado al clump (Bergin & Tafalla, 2007). Estructuras densas embebidas

en las nubes moleculares con las anteriores caracterısticas son llamados en la literatura

como nubes infrarrojas oscuras (IRDCs; (Simon et al., 2006; Rathborne et al., 2006)),

o bien nubes oscuras (Dark clouds; (Bergin & Tafalla, 2007)). En la literatura actual,

se les ha asociado a estos objetos con la formacion estelar de alta masa (Rathborne et

al., 2006).

Hacia las regiones externas de la nube molecular se tiene el problema de la definicion

de la frontera de la GMC. La frontera de una nube molecular es usualmente definida a

partir de un umbral en densidad columnar de gas molecular (NH2), o bien a traves de

la emision submm del polvo frıo. Alternativamente, se puede utilizar un cierto nivel de

extincion visual, a traves de la emision del polvo frıo en el submm, o la absorcion de la

radiacion en el mediano y lejano infrarrojo. En el presente trabajo se adopta la defini-

cion de Bolatto et al. (2013), en la cual se usa un valor en la extincion visual de 1 mag-

nitud, lo que representa un valor aproximado en densidad columnar de 1.0×1021 cm−2.

1.2. La formacion estelar de alta masa en las nubes mo-

leculares galacticas

Las estrellas masivas (M⋆ > 8 M⊙) juegan un rol importante en la evolucion y dinami-

ca de la galaxia que las hospeda. Esto es debido a la intensa radiacion ionizante que

emiten, asi como la energıa mecanica que depositan al medio interestelar por medio de

vientos estelares y supernovas. Aun con esta importancia fundamental, el mecanısmo

de su formacion es un topico actual de discusion abierta. Teoricamente, los modelos

que describen la formacion estelar de alta masa por medio de modelos escalados de

formacion estelar de baja masa tienen sus dificultades, principalmente debido a que la

alta presion de radiacion ejercida por la protoestrella masiva, puede detener la acrecion

del material circunestelar, y con ello se llega a impedir la formacion de la estrella de

alta masa (Kahn, 1974; Wolfire & Cassinelli, 1987; Wood & Churchwell, 1989a; Yorke

3

& Sonnhalter, 2002).

Otra limitante es el tiempo de contraccion a la Secuencia Principal (Kelvin-Helmholtz

timescale, tKH) de las estrellas masivas, el cual es menor que la escala de tiempo de

acrecion de las mismas, con lo cual las estrellas de alta masa llegan a la Secuencia

Principal (MS) mientras continuan acrecentando material (Zinnecker & Yorke, 2007).

Esto las hace inobservables a longitudes de onda del visible e incluso en el cercano

infrarrojo. Esta fase temprana y profundamente embebida en las regiones densas de la

nube molecular progenitora limita la observacion directa de su proceso de formacion.

Aunado a esto, se encuentra que el medio ambiente de las estrellas masivas es muy den-

so, con alto grado de turbulencia y con una alta concentracion de estrellas formandose

(Zinnecker & Yorke, 2007). Esto hace sumamente difıcil la identificacion de estos ob-

jetos en una etapa temprana de su formacion.

Sin embargo, recientemente en trabajos teoricos y observacionales (Zhang et al., 2013;

Simpson et al., 2013; Murakawa et al., 2013), se ha sugerido que las estrellas de alta

masa parecen seguir un esquema evolutivo pre-Secuencia Principal (PMS) en su forma-

cion similar al que sigue su contraparte de baja masa (ver Figura 1.1) (Shu et al., 1987).

El esquema basico de la formacion estelar para baja masa comienza con la etapa de un

nucleo (core) denso en fase pre-estelar, un objeto ligado gravitacionalmente pero sin la

asociacion con una protoestrella embebida (Ward-Thompson et al., 2002). Un objeto

en esta etapa es conocido como young stellar object (YSO) Clase 0 (Andre et al., 1993).

Este nucleo evoluciona en protoestrella, etapa evolutiva denominada YSO Clase I (La-

da, 1987), y que muestra actividad de flujos bipolares moleculares y acrecion a traves

del material que cae (infall) desde la envolvente circunestelar hacia el disco circunes-

telar y de ahı al objeto protoestelar. En la siguiente fase, la envolvente circunestelar es

removida debido a los vientos estelares y a los flujos bipolares, y los objetos entran en

la fase de T Tauri (Shu et al., 1987). En esta etapa los YSOs son denominados Clase II

(Lada, 1987). En la ultima fase PMS (Clase III), las “estrellas” solo muestran un dis-

co delgado de escombros (Debris disk) y la componente estelar ya tiene en su nucleo,

practicamente, las condiciones fısicas de presion y temperatura para generar energıa

por medio de las reacciones nucleares y entra a la fase ZAMS.

Algunas caracterısticas similares a las fases del proceso de formacion estelar de baja

masa descrito previamente se han observado en regiones de formacion de alta masa.

Las caracterısticas observacionales en las que se presentan similitudes al modelo de

formacion de baja masa son los flujos bipolares (outflows)(Zhang et al., 2013; Muraka-

wa et al., 2013; Palau et al., 2013)), la actividad de alta acrecion (Zhang et al., 2013) y

la presencia de discos masivos circunestelares (Zapata et al., 2009a; Zhang et al., 2013;

Simpson et al., 2013; Murakawa et al., 2013; Zapata et al., 2015). De lo anterior, se ha

sugerido que las estrellas masivas siguen un proceso similar al de formacion estelar de

estrellas de baja masa (ver figura 1.1).

4

Figura 1.1: Esquema evolutivo PMS para un objeto estelar de baja masa. (Izquierda) Distri-

bucion espectral de energıa de cada etapa PMS, mostrando la emision dominante. (Derecha)

Esquema de la estructura fısica del objeto segun su etapa evolutiva. Tomado de Dauphas &

Chaussidon (2011).

5

Trabajos recientes (Rivilla et al., 2013; Zapata et al., 2017; Bally et al., 2017) muestran

que un escenario de colision de protoestrellas de baja masa puede ser un mecanismo

alternativo para formar estrellas de alta masa. Este mecanismo ha sido propuesto desde

los trabajos pioneros de Bonnell et al. (1998) y podrıa ser el proceso fısico principal

en la formacion de estrellas de alta masa y cumulos estelares en regiones de formacion

estelar con aglomeracion de objetos (Lada & Lada, 2003).

1.3. Trazadores de formacion estelar de alta masa

Debido a que las estrellas masivas se forman en cores profundamente embebidos en

regiones de alta densidad de la nube molecular progenitora y en un ambiente de agrupa-

miento (clustering; Lada & Lada (2003)), es necesario estudiar el desarrollo del proceso

de su formacion mediante trazadores de la actividad de formacion estelar de alta masa

como son: fuentes infrarrojas, regiones ionizadas jovenes, flujos bipolares (outflows),

nubes infrarrojas oscuras, nucleos (cores) masivos, emision maser, lıneas de recombi-

nacion, etc. A continuacion describimos brevemente algunos de estos trazadores, los

cuales se encuentran en el contexto del tema de tesis.

1.3.1. Fuentes IRAS candidatas a regiones Ultra Compactas HII

Las fases tempranas del proceso de formacion estelar de alta masa estan usualmente

asociadas con la presencia de regiones de gas ionizado excitado por estrellas masivas

muy jovenes, las cuales son denominadas regiones HII Ultra Compactas (UCHIIs). Es-

tas regiones son difıcilmente detectadas en el infrarrojo, debido a su debil emision,

atribuyendo esto a que se encuentran profundamente embebidas (Carral et al., 1999).

Algunos de estos objetos han sido asociados a fuentes brillantes en el lejano infrarrojo

(FIR) y sus flujos caracterısticos son similares a los que presentan las regiones HII Ul-

tra Compactas (Wood & Churchwell, 1989b).

Las UCHIIs estan frecuentemente asociadas con cores y clumps densos y compactos

embebidos en las nubes moleculares (Churchwell, 2002). Los cores son usualmente

trazados mediante emision de lıneas moleculares de alta densidad columnar, como la

emision del CS o del NH3, o bien mediante la emision termica de polvo frıo. Estudios

realizados por Bronfman et al. (1996), muestran una poblacion extensa y homogenea

de estos cores asociados con fuentes IRAS galacticas candidatas a UCHIIs. El principal

resultado de este estudio es que se pudo asociar una distancia cinematica a los cores.

Con la distancia cinematica calculada para los cores, es posible caracterizar cantidades

fısicas de los mismos. Faundez et al. (2004) caracterizaron la muestra de Bronfman

et al. (1996), mediante la observacion en el contınuo milimetrico emitido por el polvo

frıo, con lo cual se confirmo la naturaleza de los cores como objetos compactos, densos

y frıos. Trabajos recientes, usando un catastro submilimetrico a 870 µm (Schuller et al.,

2009) y observaciones en el lejano infrarrojo y submilimetrico con datos del Herschel

6

Space Telescope (Ragan et al., 2012, 2013), han confirmado la naturaleza de los cores:

objetos ligados gravitacionalmente con altas densidades (> 104 cm−2), temperaturas

frıas (∼20 K) y masas del orden de 0.01 M⊙ a 10 M⊙.

1.3.2. Otros trazadores de la actividad de formacion estelar de alta

masa.

Nubes infrarrojas oscuras

El medio interestelar en las regiones de formacion estelar de alta masa esta asociado

con estructuras de material denso y frıo que absorbe la emision infrarroja del fondo

galactico. Estas estructuras son conocidas en la literatura como nubes infrarrojas os-

curas (IRDCs). Las IRDCs se han identificado como regiones oscuras en las imagenes

del medio infrarrojo con los telescopios Infrared Space Observatory (ISO) (Perault et

al., 1996) y Midcourse Space Experiment (MSX) (Egan et al., 1998). La identifica-

cion se logra por el contraste contra la emision del fondo galactico en bandas infrarro-

jas, tıpicamente de 8.0 µm hasta 70 µm (figura 1.2; paneles superiores). (Carey et al.,

2000; Rathborne et al., 2006) mostraron que estos objetos son frıos (< 25K), densos

(& 105 cm−3), y en general con estructuras filamentarias, con longitudes entre 0.1 y 10

parsecs y masas entre 102 M⊙ y 104 M⊙ (Rathborne et al., 2006). Se ha encontrado que

estos objetos son omnipresentes en el plano galactico, concentrados en los brazos espi-

rales de la galaxia (Jackson et al., 2008), y que estan asociados con estructuras altamen-

te densas, como lo son clumps y cores, observados en emision del contınuo milimetrico

y submilimetrico (fig. 1.2; paneles inferiores) (Rathborne et al., 2006; Chambers et al.,

2009).

Por las condiciones fısicas que presentan las IRDCs, se cree que poseen las condicio-

nes fısicas iniciales propicias para la formacion de estrellas masivas y cumulos estelares

(Rathborne et al., 2006; Battersby et al., 2010). En efecto, se ha encontrado que las pro-

toestrellas y objetos masivos PMS estan asociados con IRDCs en regiones de formacion

estelar de alta masa, evidenciados por otros trazadores de la actividad de formacion es-

telar, tales como la presencia de outflows, trazados por la emision brillante y extendida

en la banda de 4.5 µm de Spitzer (Cyganowski et al., 2008), o bien por la emision de

lıneas moleculares excitadas por la energetica de flujos bipolares (Lopez-Sepulcre et al.,

2010; Cyganowski et al., 2011) y por la emision maser de metanol o agua (Ellingsen,

2006; Cyganowski et al., 2009).

Flujos bipolares moleculares: Outflows

Asociado a las etapas mas tempranas de la formacion estelar de alta masa se han en-

contrado flujos bipolares moleculares (outflows) Los outflows son un mecanismo fısico

de la etapa protoestelar de baja masa para la perdida del momento angular del material

que es acrecentado hacia la protoestrella (Shu et al., 1987). Este proceso es evidencia-

7

Figura 1.2: Imagen en diferentes bandas infrarrojas y submilimetricas de la region de forma-

cion estelar galactica IRDC G11.11-0.11. En los paneles superiores se muestra la IRDC (tıpica-

mente en absorcion en las bandas de 8 µm a 70 µm) asociada con la region. La misma IRDC es

trazada en emision a longitudes de onda mas largas (100 µm a 1 mm) debido al polvo frıo

presente en la region . Tomado de Henning et al. (2010).

do por la emision brillante y extendida en la banda de 4.5 µm (GLIMPSE/Spitzer), la

cual es tıpicamente resaltada en la imagen RGB (rojo 8.0 µm, verde 4.5 µm y azul 3.6

µm) usando un tono verde. Estos objetos han sido denominados en la reciente literatura

como Extended Green Objects (EGOs) (Cyganowski et al., 2008) o bien como Green

Fuzzy objects (Chambers et al., 2009). La energıa del flujo bipolar molecular excita

el material molecular proximo en el core en el que se forma la estrella, de lo cual se

produce la emision maser, como por ejemplo, la emision maser de metanol (CH3OH)

a 44 GHz (Walsh et al., 2003; Ellingsen et al., 2011). Este tipo de emision maser pone

en evidencia la juventud de la region de formacion estelar. Rosolowski et al. (2010) en-

contraron que la mayorıa de los EGOs (∼ 89%) de su muestra, tienen asociacion con

cores compactos y densos en el contınuo submm/mm (BoloCam GPS catalog). Chen et

al. (2009) encontraron que este tipo de cores muestran evidencia observacional de infall

y outflow, ademas de asociacion espacial con EGOs de la muestra de Cyganowski et al.

(2008).

8

Emision Maser

La emision maser es uno de los trazadores de la actividad de formacion estelar (Elling-

sen et al., 2012). La emision maser mas comun es la de metanol (CH3OH; Clase I

a 44 GHz y Clase II a 6.7 GHz), de agua (H2O, a 22 GHz) y de hidroxilo (OH, a

1.6 GHz). La emision maser en cada caso depende de condiciones fısicas particulares,

por ejemplo la emision maser de agua y de metanol a 44.0 GHz es debida a colisio-

nes (Kurtz et al., 2004; Menten, 1991), mientras que la emision maser de metanol a

6.7 GHz es debido a la presencia de un intenso campo radiativo, la cual ha sido obser-

vada exclusivamente en las regiones de formacion estelar de alta masa (Menten, 1991;

Ellingsen et al., 2012). Esto las convierte en trazadores directos de la formacion de alta

masa.

La emision maser de metanol a 44 GHz es comunmente asociada con la emision bri-

llante y extendida en la banda 4.5 µm de GLIMPSE (Cyganowski et al., 2009). Usando

el proceso fısico que genera la emision maser como un “reloj evolutivo”, es posible

usar las observaciones de emision maser para restringir la edad de los YSOs asociados

a esta emision. Aquellas fuentes que se encuentren asociadas a la emision maser de

metanol a 44 GHz (outflow) y de agua a 22 GHz evidencian la juventud del proceso

de la formacion estelar de la region, con la posible presencia de YSOs Clases 0/I. Estas

propiedades evolutivas pueden ser usadas para caracterizar la edad de la poblacion de

YSOs, o de la actividad de formacion estelar en la nube donde se estan formando los

YSOs (Titmarsh et al., 2014).

1.4. Las fuentes puntuales en la banda de 24 µm Spitzer

como candidatas a YSOs

1.4.1. Procesos fısicos en regiones de formacion estelar que generan

la emision observada en la banda de 24 µm

La emision en el continuo del IR puede generarse por diferentes procesos fısicos en el

medio ambiente de un YSO. La estructura fısica de un YSO puede ser representado de

forma generica por una fuente central “estelar”, un disco circunestelar y una envolvente

frıa y densa (ver figura 1.1). Las propiedades de la estructura fısica del YSO se encuen-

tran relacionadas con la etapa evolutiva del mismo. Los procesos fısicos de emision

que se llevan a cabo en los YSOs, determinan la forma de la distribucion espectral de

energıa (SED) de los mismos.

Los objetos en las etapas mas tempranas de la formacion estelar de baja masa, denomi-

nados como Clase 0 y Clase I (Lada, 1987; Andre et al., 1993), tienen una SED domi-

nada por la emision en el FIR y submm (Figura 1.1a, 1.1b). En estas etapas tempranas

de la formacion de los YSOs, el mecanismo fısico que origina la emision en el submi-

9

limetrico es la emision termica del polvo frıo (Td ∼20 K) de la envolvente circunestelar

del YSO. La emision en el FIR es debida a la re-emision de la radiacion proveniente de

la region mas interna del YSO, usualmente asociada a la energıa reprocesada por la in-

tensa acrecion en el caso de los YSOs Clase 0 (Stahler & Palla, 2005), mientras que en

la Clase I ademas de la acrecion, tambien esta asociado con el reprocesamiento de la

radiacion protoestelar (Stahler & Palla, 2005).

En la etapa evolutiva Clase II, la envolvente es disipada por vientos estelares y flujos

bipolares, por lo que su emision FIR/submm contribuye poco a la emision total de la

SED observada, mientras que la emision en el NIR, MIR y FIR dominan la emision de

la SED (Figura 1.1c). Esta emision IR es debida a la emision de la regiones internas-

externas de un disco circunestelar calentado por el campo radiativo “fotosferico” cen-

tral (Whitney et al., 2003). En los objetos que estan por entrar en la Secuencia Principal

(MS), es decir en los YSOs Clase III, la presencia de un disco y una envolvente circu-

nestelar es practicamente nula y su SED es dominada por la emision fotosferica, con un

pequeno exceso en el NIR-MIR debido a remanentes polvorientos del disco circunes-

telar (disco de escombros; Debris disk) que reprocesan la emision fotosferica estelar

(Figura 1.1d).

1.4.2. Metodo de seleccion de YSOs en la banda de 24 µm Spitzer

Gutermuth et al. (2008, 2009) identificaron y estudiaron YSOs en regiones galacticas

cercanas de formacion estelar, en el rango espectral de 3.6 µm a 24 µm. Ellos encontra-

ron que los YSOs eran mejor seleccionados si se usa la banda de 24 µm en los criterios

fotometricos de seleccion. Ellos propusieron que un buen criterio de seleccion e iden-

tificacion de las protoestrellas Clase 0 y Clase I, debe incluir un valor en la banda de

24 µm de mas de 7 magnitudes y un color [X]-[24] >4.5, donde [X] es la magnitud

de cualquier banda de GLIMPSE/Spitzer. Ragan et al. (2012, 2013) estudiaron cores

densos embebidos en regiones de formacion estelar cercanas (<1 kpc), usando obser-

vaciones fotometricas en las bandas de Herschel (FIR/submm) y Spitzer. Estos autores

encontraron que existe una alta correlacion entre protoestrellas identificadas usando su

SED determinado por las bandas de Herschel y Spitzer y su emision en la banda de 24

µm de Spitzer. Ademas, estos autores sugieren que la presencia de emision en la banda

de 24 µm en estos objetos, solo es posible explicarla como debido al calentamiento del

material circunestelar por una fuente interna protoestelar.

Las recientes observaciones, usando telescopios espaciales y avances tecnologicos en

la instrumentacion para observar en el infrarrojo, han mejorado las tecnicas observacio-

nales en el campo de la formacion estelar y han arrojado una gran cantidad de datos de

alta calidad en el rango espectral del IR. En particular, las observaciones con el instru-

mento MIPS abordo del telescopio espacial Spitzer (Rieke et al., 2004) en la banda de

24 µm son de excelente calidad, alta resolucion espacial (FWHM∼ 6 segundos de arco)

y excelente sensitividad (. 2 mJy). Estas caracterısticas del instrumento hacen posible

10

que se puedan observar fuentes infrarrojas con tamanos fısicos . 0.1 pc a distancias de

hasta 4−5 kpc. Estas caracterısticas del instrumento MIPS muestran el potencial de la

observacion en la banda de 24 µm en regiones de formacion estelar para seleccionar e

identificar protoestrellas. Aunado a estas mejoras en la calidad de las observaciones en

el IR, se mostrara en la seccion §4.3.1 que la banda de 24 µm es una banda fotometrica

clave en la asignacion de una etapa evolutiva a los YSOs.

1.4.3. La escala de tiempo en las etapas evolutivas de los YSOs

Las escalas de tiempo de las fases PMS son diferentes para las distintas masas estelares

(Stahler & Palla, 2005). Las estrellas masivas alcanzan la etapa ZAMS en tiempos muy

cortos del orden de t∼ 5× 103 anos para estrellas de 30 M⊙, mientras que las estrellas

de baja masa tardan escalas de tiempos mas largas, tıpicamente una estrella de 1 M⊙

tarda t∼ 3 × 107 anos (Stahler & Palla, 2005). Con lo cual, los cumulos estelares que

comenzaron su formacion al mismo tiempo (formacion estelar instantanea) tendran di-

ferentes escalas de tiempo, dependiendo de su masa.

En el presente capıtulo se usa el termino escala de tiempo de una fase PMS, referido al

tiempo de vida de las diferentes poblaciones PMS (YSOs Clases I, II y III), encontrado

de manera estadıstica, las cuales fueron clasificadas usando la SED observada para cada

objeto. Las escalas de tiempo de cada clase usadas en este trabajo son ∼0.5 Myr para

la Clase I, mientras que para la Clase II fue usado un valor de 2.0(±1.0) Myr (Evans

et al., 2009). Para la Clase III fue usado un valor de 3.0 Myr, aunque existe evidencia

de escalas de tiempo mayores a este valor para las enanas marrones (brown dwarfs)

(Allers et al., 2007). A pesar que en las regiones galacticas estudiadas por Evans et al.

(2009) son dominadas por la formacion estelar de baja masa y aunque incluyen objetos

PMS de masa intermedia y alta en un numero reducido, las escala de tiempo deben ser

tomados como representativos de la poblacion PMS de baja masa, por lo que las escalas

de tiempo para las diferentes poblaciones PMS deben ser consideradas como un lımite

superior a los YSOs de alta masa.

1.5. Ley de formacion estelar en regiones galacticas de

formacion estelar

El conocimiento de los procesos fısicos que controlan la conversion del material in-

terestelar en estrellas es fundamental para desarrollar una teorıa fısica predictiva de

formacion estelar y lograr un mejor entendimiento de la evolucion de la formacion

estelar a escalas galacticas y extragalacticas. Un paso fundamental para obtener este

conocimiento desde el punto de vista observacional es establecer relaciones empıricas

(y encontrar su fundamento teorico) entre la actividad de formacion estelar, en este ca-

so la tasa de formacion estelar (SFR) o bien la densidad superficial de esta cantidad,

ΣSFR, y alguna propiedad fısica de la nube molecular progenitora en la cual se forman

11

las estrellas, por ejemplo la densidad superficial de gas, Σgas.

Historicamente, fue Schmidt (1959) quien propuso primero una relacion de la forma

ΣSFR ∝ ΣNgas, con un valor de N ∼2. Esta relacion es conocida en la literatura como

“Ley de Schmidt” de la formacion estelar. Posteriormente, usando una muestra de gala-

xias cercanas de tipo espiral y Starburst, Kennicutt (1989) propuso una relacion similar,

pero con un valor del ındice N=1.4, es decir, ΣSFR ∝ Σ1.4gas. Esta relacion es conocida

como “Ley Kennicutt-Schmidt” de la formacion estelar (Heiderman et al., 2010). Varios

estudios recientes se han hecho para estimar la Ley de Schmidt en regiones galacticas

con formacion estelar. Evans et al. (2009) usaron datos del proyecto From Molecular

Cores to Planet-forming Disks, c2d y del Gould Belt Survey para una muestra de nubes

moleculares cercanas (<1 kpc), las cuales estan dominadas por la formacion estelar de

baja masa. De esta muestra, se hizo un conteo de YSOs para estimar la ΣSFR y a partir

de mapas de extincion, se obtuvo Σgas. Estos autores encontraron que sus valores de la

relacion ΣSFR−Σgas estan por encima de la relacion encontrada por Kennicutt (1998).

Los valores obtenidos muestran una alta dispersion y no siguen una relacion de ley de

potencia, como en el caso extragalactico. Debido a que no hay estrellas de alta masa

formandose en las nubes moleculares de la muestra de Evans et al., la muestra tiene

una incompletitud en la poblacion de alta masa y por ende, la tasa de formacion estelar

puede estar bajo estimada.

Heiderman et al. (2010) usaron una muestra aumentada con respecto a la de Evans et

al. (2009), para nubes galacticas con formacion estelar y usando el mismo metodo que

Evans et al., estimaron los valores de ΣSFR y Σgas. Su resultado es similar al encon-

trado por Evans et al., con valores por encima de la relacion de Kennicutt (1998) y con

alta dispersion con respecto a una relacion lineal (Ver Figura 1.3). Otro resultado para

nubes moleculares galacticas ha sido obtenido por Gutermuth et al. (2011), en el que se

encuentra una tendencia a una relacion de la forma ΣYSOs ∝ Σ2gas para una muestra de 8

nubes moleculares galacticas a distancias de 150 pc a 830 pc. Para este ultimo trabajo,

se obtuvieron los valores de ΣYSOs, en lugar de ΣSFR para cada nube, mientras que la

cantidad Σgas es obtenida a partir de mapas de extincion usando datos fotometricos en

el NIR.

En la Figura 1.3 se muestran los resultados de Heiderman et al. (2010), quienes usa-

ron una muestra de clumps masivos y densos de Wu et al. (2010) (sımbolos rombos

amarillos) y compararon la tendencia de los valores de ΣSFR y Σgas para los clumps y

para la muestra de c2d y GB Survey (trazados con los sımbolos estrellas, triangulos y

cuadrados). Ellos encontraron que aunque presentan un rango de valores similares en

ΣSFR, los valores en Σgas son en promedio un orden de magnitud mayor en el caso de

los clumps. Los valores de los clumps con una luminosidad mayor que 105 L⊙ pare-

cen ajustarse bien a una relacion lineal para valores de Σgas mayores que 100 M⊙ pc−2

(lınea gris). Heiderman et al. (2010) usaron la emision en el lejano infrarrojo (FIR) aso-

ciada a cada clump como trazador de la formacion estelar. Basicamente esta emision

12

Figura 1.3: Esquema de la ley de formacion estelar para regiones galacticas. Las relaciones

extragalacticas de Kenicutt (1989), Bigiel et al. (2000) y Wu et al. (2005) son mostradas con

las lıneas azul, roja y grıs, respectivamente. Los datos de las regiones galacticas de cd2+BG

(Heiderman et al. 2010), clumps (Wu et al. 2010) y YSOs Clase I (Heiderman et al. 2010),

son mostrados con los sımbolos cuadrados, rombos y triangulos/estrellas, respectivamente. La

lınea vertical muestra el valor umbral en Σgas encontrado por Heiderman et al. (2010) en este

diagrama para las regiones galacticas. Tomado de Heiderman et al. (2010)

proviene del polvo calentado por el campo radiativo de estrellas de tipo espectral O, B

y A, con lo cual se estarıa omitiendo la contribucion en masa de las numerosas estrellas

jovenes de intermedia y baja masa, dando como resultado una estimacion baja de la

ΣSFR. Para trazar el gas molecular, estos autores usan la emision del gas molecular de

alta densidad HCN. Es en esta parte de la metodologıa en donde radica la diferencia

con los metodos de las investigaciones en regiones galacticas para estimar la densidad

del gas.

Se han investigado otras formas de relaciones lineales y ley de potencia entre parame-

tros involucrados en la formacion estelar. En el trabajo de Lada et al. (2010), se en-

contro una relacion lineal de la forma SFR ∝ M0.8 (ver Figura 1.4), donde M0.8 es la

masa de la nube molecular que esta por encima de un valor de AK = 0.8 mag, la cual

es obtenida a partir de mapas de extincion. Es por encima de este umbral en extincion,

13

Figura 1.4: Distribucion del numero de YSOs con respecto a la masa integrada por encima

del umbral en extincion de AK = 0.8 mag, para nubes moleculares galacticas. El numero de

objetos es proporcional a la ΣSFR en cada nube. La lınea a trazos muestra el mejor ajuste lineal.

Tomado de Lada et al. (2010).

que la relacion es observada. Lombardi et al. (2013) proponen, para protoestrellas en

las nubes moleculares de Orion A y Orion B, una relacion de la forma ΣYSO ∝ A2K.

En este trabajo, no se reporta un valor umbral para ley de formacion estelar. A fin de

determinar si las relaciones de escalamiento de Schmidt pueden describir la formacion

estelar en las nubes moleculares galacticas, un requisito necesario y fundamental es

el detallado conocimiento de la estructura de la nube a fin de obtener una descripcion

completa de la actividad de formacion estelar (Lada et al., 2012).

Sobre bases fısicas teoricas que soportan la ley de Kennicutt-Schmidt, se puede pensar

que si tal relacion representa la extension de una ley fısica subyacente en la actividad

de formacion estelar, esta relacion debe ser de tipo volumetrica, es decir de la forma

ρSFR ∝ ραgas y debe de estar relacionada con el proceso fısico de formacion estelar en

la nube molecular. Los estudios teoricos de Elmegreen (2000) y de Krumholz et al.

(2012), han propuesto que si en la relacion volumetrica se usa α = 1.6, en la conver-

sion a la relacion Kennicutt-Schmidt se obtiene un valor del ındice igual al obtenido

por Kennicutt (1998), es decir N = 1.4. Sin embargo, aun no se obtiene una ley de

formacion estelar a partir de primeros principios fısicos.

14

1.5.1. Valor umbral en la densidad superficial de gas para la ley de

la formacion estelar

En los estudios galacticos realizados en la ley de formacion estelar, se ha encontrado

que existe un valor en la densidad de gas (Σgas), bajo el cual no aparece una relacion

entre ΣSFR y Σgas. Este valor es llamado en la literatura como valor umbral (Σth) de

Σgas en la ley de formacion estelar. Heiderman et al. (2010) encontraron un valor de

129 M⊙ pc−2 en una muestra de regiones galacticas de formacion estelar de los surveys

c2d y GB, mientras que Lada et al. (2012) encontraron un valor de 160 M⊙ pc−2. Willis

et al. (2015) estudiaron una muestra de regiones galacticas de formacion estelar masiva

y encontraron una relacion de tipo ley de potencia con valor promedio de ındice de 2.15.

Estos autores supusieron un valor umbral de 200 M⊙ pc−2 sobre el cual describieron la

relacion encontrada.

En contraparte, hay estudios de la ley de formacion estelar en regiones galacticas de

formacion estelar en los que no se ha encontrado un valor umbral para la densidad de

gas. Gutermuth et al. (2011) estudiaron 8 nubes galacticas de formacion estelar de baja

masa y no encontraron evidencia de un valor umbral. La relacion encontrada por estos

autores tiene la forma de ley de potencia con ındice ∼ 2. Harvey et al. (2013) encontra-

ron una relacion con ındice similar a 4.0, sin evidencia de un valor umbral. Lada et al.

(2013) estudiaron una muestra de 4 nubes galacticas, que incluyo Orion, y encontraron

evidencia de un umbral en la densidad de gas en solo dos de las nubes. De lo anterior,

no queda claro si existe un valor umbral en la ley de Schmidt para las regiones galacti-

cas con formacion estelar activa.

Burkert & Hartmann (2013) analizaron el rol de la distribucion interna de area super-

ficial de las nubes estudiadas por Heiderman et al. (2010), y concluyeron que el valor

umbral encontrado por estos ultimos autores es el resultado de combinar dos tipos de

regiones de formacion estelar: nubes moleculares dominadas por la formacion estelar

de baja masa y clumps dominados por la formacion estelar de alta masa. Burkert &

Hartmann sugieren que las tendencias encontradas por Heiderman et al. (2010) pueden

ser explicadas por una dependencia entre la densidad superficial de gas y el area fısica

en la que se mide esta, con una relacion de la forma A ∝ Σ−3gas para regiones de baja

masa y A ∝ Σ−1gas para clumps. Considerando ademas las diferencias en la forma de

medir SFR y Σgas en regiones de formacion de baja y alta masa, dan como resultado las

diferentes tendencias encontradas para cada tipo de region.

1.6. Motivacion de esta tesis.

La ley de formacion estelar en la Galaxia descrita previamente, se ha estudiado princi-

palmente en regiones galacticas con distancias menores que 1 kpc (Evans et al., 2009;

Heiderman et al., 2010; Lada et al., 2010) con algunos estudios en regiones de forma-

15

cion estelar de alta masa como Orion (Lombardi et al., 2013). A estas distancias, la ac-

tividad de formacion estelar esta dominada por las estrellas de baja masa, mientras que

la formacion estelar de alta masa se observa en general a distancias mayores que 1 kpc.

En estos mismos estudios, se han utilizado datos del cercano infrarrojo para obtener

mapas de extincion y posteriormente, la densidad superficial de gas (Σgas). Estos ma-

pas trazan regiones con extinciones >8 mag (∼100 M⊙ pc−2; Heiderman et al., 2010),

pero no las regiones de baja extincion (∼1 mag< AV <8 mag), que tambien presentan

formacion estelar (Lewis & Lada, 2016). En el presente trabajo se propone estudiar la

ley de Schmidt en una muestra de nubes moleculares gigantes con evidencia de forma-

cion estelar de alta masa con distancias entre 1 kpc hasta 5 kpc. A fin de considerar las

regiones moleculares de baja densidad superficial de gas (1mag < AV < 8mag, Σgas

∼ 20− 100 M⊙ pc−2), se utiliza la emision del gas molecular 13CO (cuyo valor tıpico

de Σgas para nubes moleculares galacticas es ∼40 M⊙ pc−2; Heyer et al. (2009)) para

definir la estructura fısica de las nubes y seleccionar la poblacion de YSOs embebidos.

La funcion de masa de cores y clumps embebidos en IRDCs ha sido de intenso estudio

en los anos recientes. La funcion de masa de cores/clumps permite investigar acerca

del origen de la funcion inicial de masa estelar (IMF; Andre et al., 2010) y tambien

para discenir entre teorıas de formacion estelar de alta masa, es decir, la distribucion de

masa podrıa estar definida antes del proceso de la formacion estelar (debido a procesos

de fragmentacion gravo-turbulenta; Klessen (2004)) o bien generarse en el proceso de

formacion estelar (por ejemplo, por acrecion competitiva; Bonnell et al. (2004)). De-

bido a la similitud de caracterısticas fısicas entre IRDCs y clumps, la funcion de masa

de IRDCs se convierte en potencial herramienta de estudio de las condiciones fısicas

de estas estructuras en las regiones de formacion estelar. Finalmente, la obtencion de

parametros fısicos de IRDCs y clumps nos permite un mayor entendimiento de la for-

macion estelar de alta masa (Rathborne et al., 2006; Rygl et al., 2010; Wilcock et al.,

2012) y de proto cumulos estelares masivos (Bressert et al., 2012). ¿Son las IRDCs

regiones galacticas formando estrellas activamente? Este topico es posible abordarlo

usando parametros de la actividad de formacion estelar como lo son la eficiencia de

formacion estelar (SFE) y la ley de Schmidt. Estos temas son abordados en el presente

trabajo.

1.7. Esquema de la tesis

En el capıtulo 2 se estudia la relacion de formacion estelar o Ley de Schmidt en una

muestra de nubes moleculares que presentan evidencia observacional de formacion es-

telar de alta masa. Esta relacion es estudiada desde dos perspectivas, la primera consi-

dera la relacion entre los parametros ΣSFR y Σgas a nivel intra nube. La segunda, usa

valores globales de ΣSFR−Σgas para cada nube en particular y se cotejan los resultados

contra los de la literatura actual. En el capıtulo 3, se estudian las propiedades fısicas

de la poblacion de las nubes infrarrojas oscuras (IRDCs) y clumps embebidos en las

16

nubes moleculares. En este mismo capıtulo se estudia la ley de formacion estelar y la

capacidad de las IRDCs para formar estrellas masivas y posibles cumulos estelares. En

el capıtulo 4 se estudia la formacion estelar presente en una de las nubes moleculares

de la muestra. En particular, se caracteriza a la poblacion estelar joven embebida y se

estudia el escenario fısico de la formacion estelar en esta nube molecular. En el capıtulo

5 se dan las conclusiones, se muestra la relevancia del trabajo doctoral y se dan algunas

lıneas futuras de investigacion, derivadas de los resultados de la presente tesis.

17

Capıtulo 2

Ley de formacion estelar en nubes

moleculares galacticas con formacion

estelar de alta masa

“ ... es un ser sonador y contemplativo.

Charla con los planetas, conversa con las estrellas.”

El castillo de los Carpatos, J. Verne

“Que no exista una relacion (entre parametros fısicos)

no es lo intrigante. Lo intrigante es que sı la halla.”

(escuchado en algun seminario de Ciencia)

En el presente capıtulo se estudian los parametros fısicos de la actividad de formacion

estelar y la distribucion de la densidad superficial de la tasa de formacion estelar en

funcion de la densidad superficial de masa, llamada en la literatura, ley de formacion

estelar o ley de Schmidt, para una muestra de 12 nubes moleculares galacticas que pre-

sentan actividad de formacion estelar de alta masa. En particular, se define y estudia la

tasa de formacion estelar (SFR), la eficiencia de formacion estelar (SFE) y la frac-

cion de objetos de alta luminosidad en funcion de la fraccion de objetos evolucionados,

el cual es un trazador temporal de la actividad de formacion estelar en una region de

formacion estelar. Otro topico desarrollado en este capıtulo, es el estudio de la ley de

formacion estelar en la muestra de nubes moleculares. Esta relacion es estudiada desde

dos perspectivas, la primera considera la relacion entre los parametros ΣSFR y Σgas a

nivel intra nube. La segunda, usa valores globales de ΣSFR−Σgas para cada nube en

particular. El contenido de este capıtulo esta descrito en el artıculo de Retes-Romero et

al. (2017), el cual es anexado.

18

2.1. Artıculo: The star formation law in Galactic high-

mass star-forming molecular clouds. Retes-Romero et

al. (2017)

19

The Star-formation Law in Galactic High-mass Star-forming Molecular Clouds

R. Retes-Romero, Y. D. Mayya, A. Luna, and L. CarrascoInstituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica, Luis Enrique Erro 1, Tonantzintla, Puebla, C.P. 72840, Mexico

[email protected], [email protected], [email protected], [email protected] 2016 May 24; revised 2017 March 29; accepted 2017 March 30; published 2017 April 24

Abstract

We study the star-formation (SF) law in 12 Galactic molecular clouds with ongoing high-mass star-formation(HMSF) activity, as traced by the presence of a bright IRAS source and other HMSF tracers. We define themolecular cloud (MC) associated witheach IRAS source using 13CO line emission, and count the young stellarobjects (YSOs) within these clouds using GLIMPSE and MIPSGAL 24 μm Spitzer databases. The masses forhigh-luminosity YSOs (Lbol>10 L

e) are determined individually using pre-main-sequence evolutionary tracks

and the evolutionary stages of the sources, whereas a mean mass of 0.5Mewas adopted to determine the masses in

the low-luminosity YSO population. The star-formationrate surface density (ΣSFR) corresponding to a gas surfacedensity (Σgas) in each MC is obtained by counting the number of the YSOs within successive contours of 13CO lineemission. We find a break in the relation between ΣSFR and Σgas, with the relation being apowerlaw( N

SFR gas ) with the index N varying between 1.4 and 3.6 above the break. The Σgas at the break is between150–360M

epc−2 for the sample clouds, which compares well with the threshold gas density found in recent

studies of Galactic star-formingregions. Our clouds treated as a whole lie between the Kennicutt relation and thelinear relation for Galactic and extra-galactic dense star-formingregions. We find a tendency for the high-massYSOs to be found preferentially in dense regions at densities higher than 1200M

epc−2 (∼0.25 g cm−2).

Key words: H II regions – ISM: clouds – stars: formation

Supporting material: machine-readable table

1. Introduction

Knowledge of the physical processes driving the conversionof interstellar gas into stars is fundamental to the developmentof a predictive physical theory of star formation. A basic step inthis direction is to obtain empirical relations betweenparameters that are related to star formation. Schmidt (1959)suggested a relation between the star-formation rate (SFR) andthe density of the gas, which in recent decades has beenreformulated by Kennicutt (1998) as a relation between SFRsurface density (ΣSFR) and the surface density of the gas (Σgas).This relation, often referred to as Kennicutt–Schmidt (KS)

relation, has a power-law form NSFR gas with the index

N=1.4. The relation was established over kiloparsec (kpc)scales, using the HI and CO lines to trace the gas content andholds over more than fourorders of magnitude in Σgas. Thesampled regions encompass low-density gas in disks ofgalaxies as well as high-density gas in the infrared-brightcircumnuclear regions.

Stars form predominantly in dense clumps, of sizes of aboutone parsec. These clumps themselves form part of largermolecular clouds (MCs). The CO line is the most commonlyused tracer of the MC mass. However, it is a poor tracer of thehigh-density gas that resides in clumps. The denser regions aretraced by high-density molecular lines such as NH3 or bymapping the dust continuum submillimeter emission (Heyeret al. 2016). Gao & Solomon (2004) found a linear relationbetween SFR and the total mass of dense gas in luminousinfrared galaxies. The nonlinear KS relation and the linearrelation between the SFR and the mass of the dense gas, jointlyimply an increase in the fraction of total gas in dense form as

gas0.4 (Heiderman et al. 2010). Systems with very high

SFRs, such as ultraluminous galaxies, have almost 100% oftheir gas in the star-forming dense phase, whereas at lower

SFRs, this fraction can be as small as 1% (Kennicutt &Evans 2012).In recent years, the relation between the SF and gas mass has

been explored at the scale of clumps and down to core scale inGalactic star-formingregions (e.g., Heiderman et al. 2010;Lada et al. 2010) using extinction maps at infrared (IR)

wavelengths and/or dense gas tracers, to estimate the Σgas, andnumber counts of Young Stellar Objects (YSOs) along with amean value of stellar mass per YSO and lifetime of Class IIphase to estimate the SFR. These studies found a linearrelations, much like the relation found by Gao & Solomon(2004) using dense gas tracers in luminous external galaxies.Additionally, Wu et al. (2010) and Heyer et al. (2016) havefound linear relationships for dense clumps using dense gastracers. Indeed, Heyer et al. (2016) found for dense clumps astrong linear correlation between ΣSFRand Σgasnormalized byfree-fall and clump crossing times, suggesting the starformation is regulated at local scales. Heiderman et al. (2010)found that the linear relation holds above a threshold gasdensity of Σth=129M

epc−2. For densities below the thresh-

old Σth, the SFR drops steeply with a power index N as large as4.6. Heiderman et al. (2010) also found that the SFR at a givenΣgas in Galactic star-forming regions lies above the KS-derivedSFR by factors of up to 17. They argued that this differencemight arise due to the kiloparsec-size beams used to determineΣgas in extra-galactic studies, which mostly contains non-star-forming diffuse CO gas below Σth. Recent simulations byCalzetti et al. (2012) on the effects of sampling scale on the KSlaw support this idea.Galactic studies that obtained a linear relation between the

SFR and the gas density, have restricted their analysis toclumps, that are expected to transform almost all their mass intostars. Typical MCs contain gas at a variety of column densities,covering the entire range of Σgas found in extra-galactic studies,

The Astrophysical Journal, 839:113 (20pp), 2017 April 20 https://doi.org/10.3847/1538-4357/aa6afc© 2017. The American Astronomical Society. All rights reserved.

1

mailto:[email protected]




https://doi.org/10.3847/1538-4357/aa6afc

http://crossmark.crossref.org/dialog/?doi=10.3847/1538-4357/aa6afc&domain=pdf&date_stamp=2017-04-24

http://crossmark.crossref.org/dialog/?doi=10.3847/1538-4357/aa6afc&domain=pdf&date_stamp=2017-04-24

with the clumps representing the high-end of the Σgas

distribution. Hence, the star-formation law can be studiedlocally within individual MCs. Indeed, the original conjectureof Schmidt (1959) pertains to SF law within the clouds that areactively forming stars (Lada et al. 2013). Gutermuth et al.(2011) studied eight nearby low-mass star-forming clouds, andfound a power-law relation with N ranging between 1.37–3.8.Lada et al. (2013) carried out a similar study for a sample offour nearby clouds, finding N=2.04 for Orion A, Taurus, andCalifornia and N=3.3 for Orion B. More recently, Willis et al.(2015) studied six massive star-forming clouds, finding anaverage slope of N=2.15±0.41. They also found that thedispersion of the relationship within individual clouds is muchlower than the differences in the N values from one cloud toanother.

In summary, the value of N within star-forming Galactic MCsvaries more than the range of values found for extra-galactic star-forming regions (Bigiel et al. 2008; Kennicutt & Evans 2012). Inother words, there is no preferred value of N within MCs. Ladaet al. (2013) have pointed out that even clouds having similar Nvalues could have vastly different levels of star-formationactivity becausethe latter depends on the density structurewithin clouds, which is found to vary significantly from cloud tocloud. Similar conclusions were drawn by Burkert & Hartmann(2013) using an analysis of the surface density structure withinthe Galactic star-formingclouds.

In the present study, we derive star-formation laws for high-mass star-forming MCs at sub-parsec- to parsec-scale spatialresolutions. Our approach differs from most previous explora-tions of this relationship for the Galactic MCs in three aspects:(1) the chosen MCs do not have a known optical nebulaassociated to them, indicating that SF activity has startedrecently in our sample of clouds. This ensures that the physicalcondition of the gas has not been altered by a previousgeneration of high-mass stars; (2) the chosen MCs contain atleast one high-mass YSO, an IRAS source, which ensures thatour MCs are high-mass star-forming regions, and (3) we use13CO data, instead of extinction maps, to derive the gas density.This procedure allows the exploration of embedded SF, even atrelatively low surface densities. Our approach also allows us toquantify the difference in SFRs at a given Σgas betweenGalactic and extra-galactic studies, that used the same tracer,namely CO.

In this work, we carry out a search for Young Stellar Objects(YSOs) in the MCs associated with12 IRAS sources atdistances from 1 kpc to 5 kpc. In Section 2, we discuss thecriteria for sample selection, and the method we have followedfor defining the MCs associated withthe IRAS sources. Thesample of YSOs is discussed in Section 3, and, in Section 4, themass function (MF) is presented. A detailed analysis of the star-formation law for the sample of star-formingregions isreported in Section 5. Our conclusions are summarized inSection 6.

2. The Sample and Observational Data

Our star-forming MCs for the study of the YSO populationwere selected using the following criteria: (a) they contain anIRAS source with characteristics of an ultra-compact H IIregion (Wood & Churchwell 1989), (b) the IRAS sources areassociated with the dense cores detected by CS(2–1) lineemission Bronfman et al. (1996), (c) the line of sight (LOS) foreach cloud is devoid of any other foreground molecular

component associated to other MCs as inferred by the 13CO(J=1-0) spectra, and (d) they have GLIMPSE (Churchwellet al. 2009) and 24 μm-MIPSGAL (Rieke et al. 2004) Spitzerpublic data. The first two criteria ensurethat the selected cloudscontain high-mass star-formation sites. The third criterion isimposed to guarantee that all the YSOs associated geome-trically to anMC are physically associated withit. The lastcriterion is the basis for the identification of the YSOs. Eightyclouds of the first quadrant of the Galaxy satisfied the first 2criteria. However, the third criterion was satisfied by only 12 ofthese clouds, thus restricting our sample size to 12 MCs. Allofthese have GLIMPSE and MIPSGAL public data available.Typical Spitzer RGB images (3.6 μm, 8.0 μm, and 24 μm) ofthe resulting sample of clouds are shown in Figure 1, where theposition of theIRAS source is identified by a cross symbol.Table 1 lists the properties of the IRAS sources compiled fromthe literature such as IRAS name, galactic coordinates,bolometric luminosities, distance to the object, etc.

2.1. Definition of the MC Associated withan IRAS Source

In order to define the parent molecular cloud that harbors thehigh-mass star-forming regions, we used 13CO(J=1-0)emission data from the Galactic Ring Survey (GRS) database(Jackson et al. 2006). The survey data have a velocityresolution of 0.21 km s−1, a typical (1σ) rms sensitivity of∼0.13K, a main beam efficiency of ηmb = 0.48, and a beam of46″ (Jackson et al. 2006). The 13CO emission spectra for theline of sight (LOS) to the selected IRAS sources are shown inFigure 2, where the observed velocity of the CS(J=2–1)emission line (Bronfman et al. 1996) is marked with a dashedvertical line. In the inset, we show the results of a Gaussian fitto the observed 13CO profile. The best-fitting value of thecentral velocity and the 13CO line width (full width at halfmaximum—FWHM or ΔV ) are given in the last column ofTable 1. In themajority of the cases (10/12), there is a peak in13CO spectra within 3 km s−1 with respect to the CS velocity,whereas in the two clouds (MC9 and MC21) the difference is∼7 km s−1. Nevertheless in all clouds the difference betweenthe 13CO and the CS velocities is less than the FWHM of thefitted 13CO profile. This association guarantees the coexistenceof dense cores traced by the CS line with the dense molecularstructures traced by the 13CO line. All clouds are located in thefirst quadrant, where the foreground molecular emission, ifpresent, would have produced a prominent (>3σ) molecularcomponent to the left of the CS velocities in the plotted spectra.We could verify the absence of such a prominent component in11out of our 12 clouds, thus ensuring that the selected cloud isthe nearest cloud along the LOS. The exception is MC81,whose CS velocity lies at the lower extreme of the velocityrange covered by the GRS, which prevents us to infer thepresence/absence of foreground molecular clouds. In thisparticular case, we used the 12CO emission profile (seeFigures1 and2 in Clemens et al. 1986; Dame et al. 2001,respectively) to ensure the absence of foreground molecularclouds along the LOS. For each MC, the integrated 13COemission map was created by summing at each pixel allchannels that have a velocity within 15 km s−1 of the Vpeak

CO13

,and intensities >3σ.The resulting column density map is shown by contours

superposed on the RGB image in Figure 1. Only the portion ofthe map that has a molecular gas column density aboveNH2

≈1×1021 cm−2 (the lowest plotted contour in Figure 1) is

2

The Astrophysical Journal, 839:113 (20pp), 2017 April 20 Retes-Romero et al.

considered part of the MC associated to the star-formingregion.This limiting value corresponds to AV∼1mag, which is thevalue used in the literature as a physical threshold value to define

MCs (Bolatto et al. 2013). We complemented our 13CO mapswith the 12CO emission integrated maps of Sanders et al. (1986)to obtain NH2

, and thereby, the mass of the clouds.

Figure 1. Color composite RGB image of our sample of molecular clouds using Spitzer 24 μm (R), 8 μm (G),and 3.6 μm (B) bands. The velocity-integrated 13COcolumn densities are given in contours, with the lowest level corresponding to N(H2)=1×1021 cm−2 (AV≈1.0 mag) and successive levels increasing in steps of5×1021 cm−2. The IRAS source position is marked with the cross symbol. The scale bar corresponding to 5′ is shown as a horizontal bar.

3


Figure 1. (Continued.)

4


2.2. Molecular Cloud Mass Estimation

We computed the mass of the clouds of the sample usingthreeindependent methods: (a) the virial theorem, (b) the localthermodynamical equilibrium (LTE) approximation,and (c) aconstant conversion factor between CO and H2 column densityor an X-factor. To calculate the virial mass (Mvir) of the MCsample, we use the expression (May et al. 1997),

M

M

R V

101.58

5 pc 5 km s, 1

vir

4

e

1

2

⎡

⎣⎢

⎤

⎦⎥

⎡

⎣⎢

⎤

⎦⎥

⎡

⎣⎢⎤

⎦⎥( )

where ΔV13 is the 13CO line width (full width at half maximum—FWHM) obtained from a Gaussian fit to the observedspectra, Re is the effective radius obtained from R Ae ,where A is the area of the cloud. The expression assumesspherical symmetry in density (ρ), with ρ∝r−2 (MacLarenet al. 1988).

The LTE mass (MLTE) is obtained from the 13CO columndensity using the expression (Simon et al. 2001),

M

M

R N

103.25

5 pc

CO

10 cm, 2

LTE

4

e2 13

17 2

⎡

⎣⎢

⎤

⎦⎥

⎡

⎣⎢

⎤

⎦⎥

⎡

⎣⎢

⎤

⎦⎥

( )( )

where N(13CO) is obtained by integrating the 13CO column

density at each pixel. To obtain the 13CO column density map,we first obtained an excitation temperature for the cloudfollowing the LTE approximation of Dickman (1978) and usingthe peak 12CO radiation temperature from the published b–V

maps from Sanders et al. (1986) in the corresponding longituderangeand assumed that computed excitation temperature to bethe same for all pixels in the 13CO map. The coupling betweenbeams and antenna efficiencies of 12CO and 13CO were takeninto account.

A third method for the determination of the molecular massconsists ofusing the X-factor (XF). This factor is defined as theratio between the column density of the molecular hydrogen(NH2

) and the CO luminosityW(12CO) ( N WXF H CO ;2

12 ( ) ( )

Pineda et al. 2008). In order to compare with previous results ofGalactic studies on the Schmidt Law (Heiderman et al. 2010), weadopted the value of XF=2.8±0.7×1020 [cm−2K−1 km−1 s]from Bloemen et al. (1986). Following Goto et al. (2003), weassumed W(

12CO)/W(13CO)=57, resulting in the following

expression for the column density of NH2:

NW

H

cm57 2.8 10 CO . 3

2

220 13

⎡

⎣⎢⎤

⎦⎥( )

( ) ( )

The molecular cloud mass (MXF) is then calculated using theequation,

M

M

R W

103.26

5 pc

CO

5 K km s. 4

XF

4

e2 13

1

⎡

⎣⎢

⎤

⎦⎥

⎡

⎣⎢

⎤

⎦⎥

⎡

⎣⎢

⎤

⎦⎥

( )( )

All of the above equations are re-written from the originalreferences by normalizing the quantities to their typical valuesin our MCs. The computed masses and other physicalquantities of the clouds are listed in Table 2. The errors onthe tabulated physical quantities are calculated by propogatingthe errors on Re due to distance, ΔV, and N(

13CO).

3. Identification of YSOs Associated to the MolecularClouds

We used the sources from GLIMPSE and MIPSGALprograms of the Spitzer1 Space mission to identify the YSOsin our sample of MCs. GLIMPSE sources are directly extractedfrom the GLIMPSE PSC catalog (Benjamin et al. 2003). Weselected only those objects in the PSC that have detectableemission in allfour of the GLIMPSE bands. MIPSGAL PSC(Gutermuth & Heyer 2015) was not available at the time whenwe started this work. We extracted MIPSGAL sources usingthe 24 μm images2 (Carey et al. 2009) following the methoddescribed in the next subsection. The GLIMPSE and

Table 1

General Properties of MCs Associated withIRAS Sources with UCHII Colors

GMC IRAS Name Lon Lat Field size LIRAS VLSRCS (ΔV ) D Scale Area 13CO Beam V13CO

peak(ΔV )

(°) (°) (′×′) (103 Le) (km s−1) (kpc) (pc/′) (pc2) (pc) (km s−1)

(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9) (10) (11) (12)

MC1 19230+1506 50.28 −0.39 15×15 4.2 (1.2) 16.6 (3.7) 1.3 (0.2) 0.38 23 0.29 14.5 (3.6)MC2 19236+1456 50.22 −0.61 30×36 6.1 (1.8) 40.6 (4.5) 3.4 (0.4) 0.98 290 0.75 42.0 (8.6)MC9 19139+1113 45.82 −0.28 30×24 40.3 (13.5) 50.8 (4.9) 4.8 (0.6) 1.38 59 0.29 58.2 (9.5)MC12 19132+1035 45.19 −0.44 18×12 21.1 (6.8) 66.7 (2.2) 5.4 (0.6) 1.57 92 1.20 66.0 (5.1)MC20 19074+0814 42.43 −0.26 15×9 65.1 (20.3) 65.6 (5.0) 4.9 (0.6) 1.42 57 1.09 65.0 (7.8)MC21 19074+0752 42.11 −0.44 36×27 15.6 (4.6) 54.8 (3.0) 3.9 (0.5) 1.13 386 0.87 60.0 (10.7)MC23 19048+0748 41.75 0.09 27×12 0.7 (0.2) 13.2 (2.4) 1.0 (0.1) 0.29 17 0.22 16.5 (4.7)MC75 18232−1154 19.49 0.15 9×12 16.8 (5.2) 24.1 (4.0) 2.3 (0.3) 0.67 55 0.51 21.5 (8.0)MC76 18236−1205 19.36 −0.02 25×12 7.0 (2.1) 25.9 (7.6) 2.5 (0.3) 0.70 82 0.54 26.0 (4.8)MC78 18223−1243 18.66 −0.06 27×24 22.2 (6.8) 45.5 (2.9) 3.7 (0.4) 1.07 262 0.82 45.0 (3.4)MC80 18205−1316 17.96 0.08 36×24 1.3 (0.4) 21.8 (2.8) 2.2 (0.3) 0.64 171 0.49 23.0 (5.7)MC81 18190−1414 16.94 −0.07 6×9 5.4 (1.9) −3.9 (2.7) 2.1 (0.3) 0.61 15 0.47 −4.1 (3.5)

Note. Brief explanation of columns:(1) the name of the molecular cloud containing the IRAS source; (2) name of the IRAS source; (3–4) Galactic longitude andlatitude in degree; (5) approximate angular size of the clouds; (6) bolometric luminosity and their error based on distance of the IRAS source using the flux from theIRAS-PSC (http://irsa.ipac.caltech.edu/Missions/iras.html); (7) velocity with respect to the Local Standard of Rest of the CS source and their ΔV from Bronfmanet al. (1996); (8) kinematical distance (with a percent error of 12%) to the dense clump associate withthe IRAS source from Faúndez et al. (2004); (9) physical scale inparsec for an angular scale of 1′; (10) physical area of the cloud above a column density of gas equivalent to AV = 1 mag; (11) physical size of the 46″ 13CO beam atthe distance of the cloud; and(12) peak velocity of the 13CO and their line width obtained in this work.

1 Spitzer Space Mission:http://www.spitzer.caltech.edu/.2 The BCD MIPSGAL images are provided by MIPSGAL survey onlinedatabase,http://irsa.ipac.caltech.edu/data/SPITZER/MIPSGAL/.

5


http://irsa.ipac.caltech.edu/Missions/iras.html



http://www.spitzer.caltech.edu/

http://irsa.ipac.caltech.edu/data/SPITZER/MIPSGAL/



MIPSGAL sources are merged to form a complete catalog ofall YSOs. Any GLIMPSE source that is within the beam ofFWHM = 6″ of the 24 μm image is considered a genuine

counterpart of the 24 μm source. We aim to classify eachdetected YSO following the IR spectral index criterion of Lada(1987), see Section 3.4. The sensitivity of the MIPSGAL and

Figure 2. Line-of-sight 13CO spectra from the GRS data cube integrated over the field of view (see column 5 in Table 1) of each molecular cloud. The vertical dashedline corresponds to the CS velocity from Bronfman et al. (1996). The Gaussian fit to the 13CO profile is shown in the inset with a dashed black line. The 13CO peakvelocity and line width values obtained from the fit are listed in column 12 ofTable 1.

6


GLIMPSE surveys ensures that our catalog contains all Class Isources of mass 0.3 M

e, Class II sources more massive than

∼1Me,and Class III sources more massive than ∼5M

efor a

cloud at an average distance of 3 kpc. These detection limits areobtained by converting the flux sensitivities (5σ correspondingto a point source) of GLIMPSE (Churchwell et al. 2005) andMIPSGAL3 to bolometric luminosities at a distance of 3 kpc,and then using the Class-dependent luminsoity to mass relationdescribed in Section 4.2.1. It may be noted that most of thebolometric luminosity of Class I sources in their very earlyphase is outside the GLIMPSE bands. These sources, areexpected to be the brightest ones at 24 μm. Thus, the additionof MIPSGAL sources allows us to select the high-mass tail ofthe mass function, as will be discussed in Section 4.

3.1. Identification of 24 m YSO Candidates

We used SExtractor (Bertin & Arnouts 1996) on the 24 μmimages to detect all sources that have S/N5/pixel withinthe previously defined boundaries of the MCs. The IRAF/phot4

task was used to obtain the photometric magnitudes of theselected sources. We carried out aperture photometry of theSExtractor-selected point sources using an aperture radius of 5pixels (1 pix=1 25 and FWHM of 24 μm MIPSGAL is 6″),and the sky annulus of inner radius of 18 pixels with a width of5 pixels. The measured fluxes are corrected for the flux outsidethe aperture (infinite aperture correction) using a correctionfactor of 8.44 (average factor in all MIPSGAL images). Vegaflux of 7.14 Jy as suggested in the MIPSGAL Data Handbook(Version 3.3) was used to convert the instrumental magnitudesto the 24 μm magnitudes. These sources are listed in thecolumn 2 of the Table 3.

The SExtractor-selected source list is contaminated by sourcessuch as foreground stars (bright main sequence and AGB) andbackground objects (galaxies and highly reddened main-sequencestars). Use of bright 24μm sources, where the infrared excess ismore than two orders of magnitude above the photospheric

emission, relatively small sizes (30′) of our sample clouds, andthe high column density toward the molecular clouds, minimizesthe fraction of contaminating sources in our catalog. Never-theless, we applied a Mid-Infrared (MIR) photometric filter toreject contaminating sources from our catalog.

3.2. 24 m Sources without GLIMPSE Counterpart

Some of the 24 μm sources do not have a GLIMPSEcounterpart. Genuine Class 0 and transitional Class 0/I sourcesare expected to be of this kind (André et al. 2010). However, theabsence of a GLIMPSE counterpart does not necessarily meanthe absence of emission in the 3–8 μm region. Sources could bemissed in the GLIMPSE data set due to the problems with thephotometry in any/some band(s) of GLIMPSE due to crowdingor (bright) diffuse emission in the band. The brightest of suchsources are expected to be detected in the NIR by the 2MASS.5

In order to identify these bright reddened main-sequence stars,we performed a positional cross-match of the MIPSGAL sourceswith the 2MASS point-source catalog. All ofthese 2MASS-detected objects that satisfy the photometric color criteria ofreddened main-sequence stars ( J H H K1.75 ( ) ( )),with the main-sequence as defined by Bessell & Brett (1988),were removed from the sample. In column 6 of the Table 3 theMS stars found in each cloud are listed. The sources without2MASS counterparts, or with J H H K1.75 ( ) ( ) andH K( ) color excess, are considered genuine Class 0/I YSOs.These sources are listed in the column 3 of the Table 5 as Class 0YSOs and are included in the final YSO selection (Section 3.3).However, a few of these sources could be highly embeddedClass II YSOs in the high-density regions of the molecularclouds (Megeath et al. 2012).

3.3. Selection Criteria of YSOs

In order to identify the candidates to YSOs from the 24 μmdetected sources, we used filters formed from a combination ofGLIMPSE and MIPSGAL 24 μm colors as defined byGutermuth et al. (2009). As a primary step, all GLIMPSE

Table 2

Physical Properties of the Sample Molecular Clouds

GMC NH2AV Mvir MLTE MXF

[1022 cm−2] [mag] [104 Me] [104 M

e] [104 M

e]

(1) (2) (3) (4) (5) (6)

MC1 1.73±0.77 18.40±8.28 0.44±0.38 0.33±0.17 0.48±0.26MC2 1.28±0.56 13.62±6.13 8.87±7.69 3.07±1.55 4.50±2.28MC9 5.32±2.39 56.61±25.46 4.89±4.21 2.56±1.10 3.75±1.89MC12 2.95±1.32 31.38±14.12 1.75±1.49 2.24±1.12 3.28±1.64MC20 5.33±2.39 56.70±25.51 1.24±2.82 2.44±1.20 3.58±1.78MC21 1.10±0.46 11.70±5.26 16.06±13.65 3.52±1.59 5.17±2.34MC23 2.64±1.18 28.08±12.64 0.60±0.53 0.30±0.22 0.44±0.32MC75 5.05±4.31 53.72±24.16 3.37±2.90 2.32±1.20 3.39±1.76MC76 4.65±2.09 49.46±22.26 1.48±1.30 3.14±1.74 4.61±2.54MC78 6.28±2.83 66.80±30.06 1.34±1.13 13.52±6.46 19.84±9.48MC80 6.72±3.02 71.49±32.17 3.04±2.61 9.57±5.03 14.04±7.38MC81 1.80±0.81 19.19±8.62 0.35±0.28 0.23±0.11 0.34±0.20

Note. Brief explanation of columns: (1) molecular cloud name; (2) molecular hydrogen column density determined from the 13CO line; (3) visual extinction in magequivalent to the derived gas column density; (4) cloud mass calculated using virial equilibrium (see Equation (1)); (5) cloud mass calculated using localthermodynamical equilibrium (see Equation (2)); and(6) cloud mass calculated using the X-factor (see Equation (4)).

3 MIPS Instrument Handbook version 3:https://irsa.ipac.caltech.edu/data/SPITZER/docs/mips/mipsinstrumenthandbook/MIPS_Instrument_Handbook.pdf.4 IRAF is distributed by the NAAO, which is operated by the Association ofUniversities for Research in Astronomy Inc.

5 Two Micron All Sky Survey (2MASS): http://irsa.ipac.caltech.edu/Missions/2mass.html.

7


https://irsa.ipac.caltech.edu/data/SPITZER/docs/mips/mipsinstrumenthandbook/MIPS_Instrument_Handbook.pdf



http://irsa.ipac.caltech.edu/Missions/2mass.html




sources from the PSC with photometric errors σ<0.2 mag in allIRAC bands are selected. Foreground main-sequence objects areexpected to be bluer than X 24 1.0 [ ] [ ] mag (Gutermuthet al. 2009), where [X] is the magnitude in the [4.5] and [5.8]bands. Such sources are also expected to have 3.6 24 [ ] [ ]

1.0 mag, which is the selection criterion we used to reject allforeground main-sequence stars. Given the sensitivities ofGLIMPSE and MIPSGAL images, all 24 μm sources without aGLIMPSE counterpart are redder than this criterion, and hence aregenuine YSOs. Foreground AGBs are relatively bluer and brighterthan YSOs—and have colors of 3.6 8.0 1.5 [ ] [ ] and[8.0]<6.0 mag. (Marengo et al. 2008). The candidate sourcesthat satisfied this criterion are removed from our sample. Giventhe relatively small field sizes and low Galactic latitudes of oursample sources, our sample of YSOs is not expected to becontaminated by background galaxies. In total, the rejectednumber of objects amounts to ∼28% (average; see column 4,Table 3). All objects remaining after applying these filters areconsidered “bona fide” YSOs. These sources, including the Class0 YSOs, their galactic coordinates (columns 2 and 3) andGLIMPSE and 24μmMIPSGAL photometric magnitudes (col-umns 4–8) are listed in the Table 4.

3.4. Classification of YSOs

In order to characterize the YSOs and describe their nature,we have used the infrared spectral index (α) as was defined inearly works by Lada & Wilking (1984) and Lada (1987). Thisindex has been extensively used to study the nearby (<1 kpc),predominantly low-mass, star-forming regions (Hartmann et al.2005; Harvey et al. 2006; Alcalá et al. 2008; Gutermuth et al.2008). Though originally defined to describe the evolutionaryphases of low-mass stars, the α index is applicable for high-mass YSOs as well (Deharveng et al. 2012; Ellerbroeket al. 2013; Saral et al. 2015). We defined α for each 24 μm-source using the GLIMPSE and MIPSGAL data that cover awavelength range from 3.6 μm to 24 μm. We followed theoften-used definition of Greene et al. (1994) to carry out theclassification. According to this classification, YSOs are Class I

if α−0.3, Class II if −1.6α<−0.3, and Class III ifα<−1.6. The sources without GLIMPSE counterpart (Class0/I YSOs) are considered Class I and a spectral index of 0.35 isassigned to them. In the original definition of Greene et al.(1994) the YSOs with −0.3<α<0.3 are classified as ClassFLAT. In this work, we included these α-values into the Class Iclassification. The α-values as defined by Greene et al. (1994)requires 24 μm detection and hence we used the slightly lessreliable photometric color criteria of Gutermuth et al. (2008) toclassify GLIMPSE YSOs without MIPSGAL counterpart. Forthis sample, 12%–45% of the MIPSGAL sources are Class Iwith a median value of 22%, where the upper percentages areaffected by the small statistics of YSOs in some clouds;whereas the fact thatonly 9%–31% (with a median value of23%) is Class I YSOs in GLIMPSE sources. On the other hand,themajority of the GLIMPSE sources are Class II (20%–86%,with a median value of 77%). The classification of the YSOsare shown incolumn 9 of Table 4.

4. Mass of the YSOs

Having obtained a sample of YSOs, we now use theirmerged photometry in GLIMPSE and MIPSGAL data to obtaina mass function (MF). The first step for achieving this is toobtain the bolometric luminosities (Lbol) of the sample YSOs.Knowledge of class is crucial in determining the bolometricluminosity of embedded YSOs. Even so, detection at 24 μm iskey for a reliable determination of Lbol, becausethe bolometriccorrection factor for GLIMPSE-only sources is highlyuncertain.

4.1. Mass of the GLIMPSE Sources

The c2d Survey (Evans et al. 2003) is one of the legacyprograms of the Spitzer Space Mission that has provided uniformphotometric data in the IRAC and MIPS bands of Spitzer of YSOsin well-known nearby star-forming regions. These regions werepart of follow-up studies at far-infrared (60μm to 500μm) byHerschel and submillimeter/millimeterby ground-based facilitiessuch as SIMBA/SEST, SCUBA/JCMT, and MAMBO/IRAM.

Table 3

Selected MIPSGAL YSOs in Our Sample of MCs

MIPSGAL Selected Selected NC MS 2MASS HLYSOsGMC Sources Sources Sources (%) Sources Sources Sources(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7)

MC1 16 16 100 K K 16MC2 179 170 95 (5) 25 9 124MC9 172 141 82 (18) 73 31 117MC12 23 7 30 (70) K K 7MC20 46 36 78 (22) 13 3 33MC21 228 219 96 (4) 60 11 152MC23 128 109 85 (15) 24 21 27MC75 40 15 38 (62) K K 15MC76 149 103 69 (31) 54 45 102MC78 142 125 88 (12) 29 15 125MC80 299 279 93 (7) 38 20 213MC81 13 4 31 (69) K K 4

Avg K K 72 (28) K K K

Median K K 82 (18) K K K

Note. (1) ID cloud; (2) selected sources from MIPSGAL 24 μm image; (3) selected sources after MIR filter;and(4) percent of selected sources after MIR filter, inparenthesis is the percent of rejected sources. Sources without conterpart in GLIMPSE are shown in column 5. Main-sequence 2MASS stars are shown in column 6.The final list of YSOs candidates with Lbol> L

eare shown in column 7.

8


Table 4

Photometric and Physical Properties of the YSOs

Name Lon Lat [3.6] e3.6 [4.5] e4.5 [5.8] e5.8 [8.0] e8.0 [24] e24 C

° ° mag mag mag mag mag mag mag mag mag mag(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9) (10) (11) (12) (13) (14) (

MC1-M1 50.26111 −0.49540 8.55 0.04 8.49 0.05 7.97 0.04 7.96 0.03 6.22 0.04 2MC1-M2 50.26936 −0.47162 14.87 0.14 13.19 0.12 11.67 0.10 10.91 0.05 7.68 0.10 2MC1-M3 50.21999 −0.45542 12.50 0.18 12.50 0.18 5.28 0.03 5.32 0.02 5.15 0.03 3MC1-M4 50.32986 −0.44956 8.32 0.04 7.99 0.05 7.55 0.04 7.49 0.04 6.95 0.06 3MC1-M5 50.23466 −0.47592 12.45 0.07 12.23 0.09 12.05 0.18 12.50 0.18 7.22 0.07 1MC1-M6 50.22746 −0.50346 13.51 0.07 13.18 0.10 12.50 0.18 12.50 0.18 7.05 0.07 1MC1-M7 50.22213 −0.49915 12.93 0.07 12.17 0.07 11.65 0.10 10.95 0.10 4.04 0.02 1MC1-M8 50.23388 −0.47583 13.86 0.11 12.27 0.09 10.98 0.09 10.33 0.06 7.22 0.07 2MC1-M9 50.23447 −0.50454 14.39 0.13 12.69 0.11 11.88 0.10 11.17 0.07 8.07 0.12 1MC1-M10 50.22111 −0.49915 12.80 0.07 12.18 0.08 11.51 0.10 11.14 0.13 4.04 0.02 1MC1-M11 50.22149 −0.49979 12.69 0.08 11.71 0.07 10.42 0.06 8.81 0.03 4.04 0.02 2MC1-M12 50.29696 −0.42889 12.50 0.18 6.65 0.06 6.25 0.03 6.08 0.03 5.09 0.03 1MC1-M13 50.30923 −0.42042 7.18 0.04 6.66 0.04 5.97 0.03 5.51 0.03 3.17 0.01 2MC1-M14 50.22479 −0.46537 13.01 0.06 11.48 0.07 10.38 0.06 9.51 0.03 4.98 0.03 1MC1-M15 50.25849 −0.50773 11.51 0.04 10.85 0.06 10.37 0.06 9.52 0.04 6.61 0.05 2MC1-M16 50.27218 −0.50201 11.54 0.15 11.09 0.13 12.50 0.18 12.50 0.18 3.59 0.01 3

Note. Brief explanation of columns.(1) The name of the MIPSGAL/GLIMPSE YSO in the sample. The name includes two parts, the first part is the name of the cloud, andindicates detected in MIPSGAL, and G indicates detected only in GLIMPSE), followed by the source number. The GLIMPSE-only detected sources do not have 24 μm relatedof −1.00 is assigned for these sources under columns 12–13 and 15–18.(2–3) Galactic longitude and latitude for the YSOs.(4–13) GLIMPSE and 24 μm-MIPSGAL photometricclassification of the YSOs. Numbers 0, 1, 2, and 3 stand for Classes 0, I, II, and III, respectively.(15) log -values of the YSOs as defined in Section 3.4.(16–17) Llog bol( )

in Section 4.2. The errors on Lbol and mass are roughly 30%.(18) A flag indicating whether the YSO is of high luminosity: 1 for YSOs with Lbol10 Le, 0 otherwise.

(This table is available in its entirety in machine-readable form.)

9

YSOs in Gould’s Belt (GB) also had been the target of multi-bandsurveys. Detailed analysis of the resulting spectral energydistributions (SEDs) extending from the MIR to millimeterwavelengths has allowed for the determination of stellar massesfor individual YSOs. This in turn has allowed for the constructionof the mass function of YSOs (e.g., Enoch et al. 2006; Andréet al. 2010). Most of these low-mass star-formingregions areconsistent with a log-normal initial mass function (IMF) as definedby Chabrier (2003) with a characteristic mass of 0.5M

e(Kennicutt

& Evans 2012). Following these studies, we assume a log-normalmass function for the low-luminosity YSOs, which are mainlyGLIMPSE sources, and assign a mean YSO mass of 0.5M

efor

each source in this population.

4.2. Mass of the 24 m Detected Sources

4.2.1. Bolometric Luminosity

Stars are still embedded in the MC during their PMS phase.The material in the immediate vicinity of the star absorbsalmost all of the radiation emitted from the PMS star, re-radiating it in the infrared, including at the 24 μm band. Wedefine a quantity β=L24/Lbol, where β is the fraction of thebolometric luminosity that is emitted in the 24 μm band. Theemission at 24 μm arises from the warm circumstellar dust anddepends on the dust temperature and the mass of the heateddust envelope. During the evolution from Class 0/I (protostars)to Class II (PMS object), the dust temperature of thecircumstellar material is expected to increase due to theincrease of the “photospheric” temperature, which would leadto an increase of the fraction β. The accretion of the envelopematerial to the disk also contributes to the increase of the dusttemperature (Stahler & Palla 2005). However, the envelopemass decreases at a faster rate due to effects of outflows,radiative pressure, and stellar winds, with the net result being adecrease of β along the PMS phase. A detailed modeling of βvariation is beyond the scope of this work. Hence, we lookedfor an empirical relation between β and the SED evolutionaryphases of the YSOs using a recent complete IR plussubmillimeterphotometric data set for YSOs.

We used the YSOs from the c2d and GB recent data sets,that have both the 24 μm and bolometric luminositiescataloged, to obtain β empirically using the evolutionaryClasses I–III. To start with, we classified the objects inthesedata sets into evolutionary SED Classes I, II, and IIIfollowing the criteria of Greene et al. (1994). In Figure 3, weshow the β− Lbol diagram for the c2d+GB YSOs from Evanset al. (2003) and Dunham et al. (2015). This population isdominated by Class II YSOs (filled circles), though there is aconsiderable fraction of Class I (open circles) and Class IIIYSOs (triangle symbols). The Class I sources have the highestβ-values, while the Classes II and III span values between 10−1

and 10−5. The distribution of β values for each Class is shownas histogram in the right panel, where the peak values traced bydashed lines are used as typical values for each Class. Theseβ-values are 5.6×10−2, 6.0×10−3,and 5.6×10−4, forClasses I, II, and III, respectively.

For our embedded sources of Class 0/I, which are detectedonly in 24 μm, we used the relation Lbol=3.31×LMIR ofKryukova et al. (2012) for aspectral index of 0.35. The mid-infrared luminosity, LMIR, is the luminosity in the 1–24 μmrange, which is calculated from the 24 μm flux (S24 in Jy) using

the relation, L L S D0.05 0.81MIR 242

[ ] , where D isthe distance to the cloud in kiloparsecs. For deriving the latterrelation, we have substituted the flux terms in the 2MASS andGLIMPSE bands by the 3σ upper limits in these bands.We constructed the bolometric luminosity function (LF) for all

the 24 μm-detected YSOs of our sample using the β valuecorresponding to its Class. The resulting bolometric LFs for eightof our MCs that contain at least 20 luminous YSOs are shown inFigure 4. These are plotted separately for Class I (shaded area),Class 0/I (hatched area), and all YSOs. The median luminositiesof MIPSGAL-selected Class I YSOs (vertical dotted line) indifferent clouds varies between 0.3–80 L

e, with a global median

of ∼8 Le. It is interesting to note that the median luminosity for

all sources (vertical dashed line) is higher than that for Class IYSOs in every cloud. This implies that the most luminoussources (and the most massive sources) in the MCs aresystematically more evolved (Class II and III).

4.2.2. Luminosity–Mass Relation

Observed bolometric luminosity of an accreting star comesfrom threephysical processes: (1) accretion, (2) nuclearburning, and (3) Kelvin–Helmholtz contraction. The contrib-ution from the last two processes is well understood and iscalculated theoretically in traditional PMS evolutionary tracks(Palla & Stahler 1993; Tognelli et al. 2011). For stars withmasses >1.5M

e, the luminosity from accretion is not

dominating the observed 24 μm flux, and the nuclearluminosity is a good approximation to the observed values(Hillenbrand & White 2004). For example, Myers (2014)obtain, depending on the model assumptions, accretionluminosities between 250–1500 L

efor a protostar of 5M

e,

which is comparable to the 5Me

ZAMS value of ∼800 Le

from Tognelli et al. (2011).However, the relative contribution of accretion to the total

luminosity, for low-mass stars (mass<1Me) in their early

Figure 3. β=L24/Lbol vs. Lbol diagram for YSOs from c2d and GB datasurveys (left). The Class III, Class II, and Class I YSOs are shown by triangles,filled circles, and open circles, respectively. The histograms to the right showthe distribution of β for each Class, where the numbers in each Class arenormalized to roughly match the number of Class II YSOs, by multiplying byfactors 1.5 and 5 (denoted as X1.5 and X5). The median value of eachdistribution is shown by adotted line and points out in the top of thepanel, andit is used as a typical value for each Class.

10


Class I stage is still under debate. In general, theoreticallypredicted accretion rates produce luminosities that area factorof ∼5 higher as compared to the median (observed) luminosityof accreting stars (Kenyon et al. 1990; Enoch et al. 2009). Onthe other hand, observations of high-luminosity variablesources, such as the prototype FU Ori, suggest that protostarsundergo periods of high accretion, in events known as episodicaccretion (e.g., Hartmann & Kenyon 1996; Vorobyov &Basu 2005). In the extreme case, protostars may spend most oftheir life in thelow-luminosity, low-accretion phase andaccrete most of their mass during short, intense accretionbursts. Even with episodic bursts of accretion, protostars needto find a way to lose as much as 75% of the accretion energy innon-radiative winds (Offner & McKee 2011).

The sensitivity of MIPSGAL at the distances of sampleclouds corresponds to bolometric luminosity of ∼1 L

e. The

median bolometric luminosity of Class I YSOs of our sample is∼8 L

e, which is similar to the value given for GLIMPSE-

selected YSOs of Offner & McKee (2011) but exceeds by afactor of fivefrom Kennicutt & Evans (2012). On the otherhand, 10 L

ecorresponds to theluminosity of a ∼2M

eZAMS

star in models of Tognelli et al. (2011). The above discussionsclearly illustrate that reliable masses could be obtained forluminous MIPSGAL Class I YSOs using PMS evolutionarytracks. For Class II and Class III sources, the accretioncontribution is expected to be even less. Hence we determinedthe high-mass end of the mass function using Tognelli et al.(2011) PMS evolutionary tracks.

YSOs spend different timescales in each of the evolutionaryClasses I, II, and III. The timescale in each of these phasesdepends on the stellar mass. These timescales have beenstudied in nearby star-forming regions in the c2d and GBS(Evans et al. 2009; Dunham et al. 2015). The values used inthis work are 0.5 Myr and 2.0 Myr for Class I and Class II,reported by Kenyon & Hartmann (1995) and Evans et al.(2009), respectively. These values are around thoseobtained inrecent works by Heiderman & Evans (2015) and Dunham et al.(2015), particularly the timescale for early Class I YSOs. Forthe Class III, a timescale of 3 Myr is used (though there arelonger PMS timescales for low-mass stars).In order to assign a mass to the bolometric luminosity of the

YSOs, we have used the following procedure: (a) if the sourceis Class III, a mass from the PMS evolutionary track for 3 Myris used, (b) if the source is Class II, we assign a mass from theevolutionary track for 2 Myr, while for Class I and Class 0/IYSOs, we assign a mass from the 0.5Myr track.Hereafter, we refer all YSOs satisfying Lbol>10 L

eas high-

luminosity sources (HLYSOs), with the rest of the sources,including the GLIMPSE-only detected YSOs referred to aslow-luminosity sources (LLYSOs). In Table 5, we give theClass distribution and masses of HLYSOs and LLYSOs. Ingeneral, HLYSOs are dominated by Class I sources, whereasthe Class II sources are the most frequent among LLYSOs. Themean mass of HLYSOs in different MCs ranges from 2 to6.6M

e, with a median value of 4M

efor the whole sample.

In Figure 5, we plot the fractions of Class I and Class IIYSOs in high (top panel) and low (middle panel) luminositysamples for each MC. HLYSOs are predominantly Class I(63%), whereas LLYSOs are dominated by Class II (79%)

sources. In the bottom panel, we show the contribution ofHLYSOs to the total “stellar” mass for each MC. It can benoted that in eightof our MCs, these HLYSOs, which aresystematically more massive than the LLYSOs (see the meanmass in the last two columns of Table 5), contribute more than50% of the total “stellar” mass. For the total sample, 62% of thetotal mass is contributed by the HLYSOs.

4.3. The Mass Function of the YSOs

Observational determination of the mass function (MF) ofYSOs is critical for a detailed understanding of star formation.Studies of nearby star-forming regions have by now establishedthe nature of the MF of YSOs in the c2d and GB surveys(Enoch et al. 2006; André et al. 2010). Particularly, André et al.(2010) found that the protostellar core mass functionsignificantlyresembles the log-normal Stellar MF (Chabr-ier 2003), but with the characteristic mass ~3times higher. Itshould be noted that the regions analyzed in these studies lackthe high-mass star population, and hence the application ofChabrier function to star-forming regions containing high-massstars, such as the regions studied in the present work, is stillquestionable. There is growing evidence that such regions havean excess of high-mass stars above the Chabrier function,which can be well represented by the Salpeter (1955) IMF (seethe review by Bastian et al. 2010). We investigate here whetherthis is the case for the star-forming regions studied in thepresent work.The method we have followed for the MIPSGAL sources to

obtain the YSO masses allows us the construction of the high-mass end of the MF in all MCs. The resultant MFs are plotted

Figure 4. Bolometric Luminosity Function of MIPS-detected YSOs in 8 of ourmolecular clouds, separated by Class as indicated in the plot (All: solidhistogram, Class I: shaded, Class 0/I: hatched). Median values for All (dashed)and Class I (dotted) YSOs are shown by vertical lines. Sources withLbol>10 L

eare considered as high-luminosity YSOs.

11


in Figure 6 by solid histograms. The MFs are binned inlogarithmic mass intervals of 0.3 dex. The error in the massesdue to the unaccounted contribution of the accretion in derivingthe YSO masses, would overestimate the masses at the most byone bin width. In Figure 6, we also show a log-normal ChabrierMF for the LLYSOs. This function is centered at acharacteristic mass of 0.5M

eand normalized in such a way

that the total number above 0.1Me

for the function isequivalent to the total number of observed LLYSOs in eachcloud. The plotted Chabrier MF assumes that all the YSOsmore massive than 0.1M

eare detected in the GLIMPSE

survey. For each MC, we show the sensitivity limit for ClassIsources in the figure. It can be seen that almost all the ClassIsources are indeed detected by GLIMPSE in our sample clouds.On the other hand, we may be missing the Class II sources withmasses lower than gII, the limiting GLIMPSE mass for Class IIsources. In all cases, gII is less than the characteristic mass, andhence in the extreme case, the actual numbers could be a factorof two higher than the detected YSOs.Even after taking into account the possible error in the

normalization of the Chabrier MF, the number of expected starsmore massive than 3M

eis less than 1 in our sample of MCs.

Thus, the observed number of high-mass stars is clearly abovethose expected from the Chabrier MF in all clouds. On the otherhand, the observed number of massive stars is consistent with aSalpeter IMF for stars more massive than ∼2M

e. That is shown

in the Figure 7, where the mass function for the total YSOpopulation of the cloud sample is plotted. In this figure, the massdistribution of the HLYSOs is shown with the histogram, whilethe dotted curve represents the mass distribution of the LLYSOs.An error weighted fit for the masses greater than 2M

eis plotted

with the dashed line, where the slope found (α=−1.4±0.4)resembles the Salpeter index well (α=−1.3). This hybridChabrier plus Salpeter mass function that we propose for ourregionsis in fact the favored MF in other regions with massiveSFs (see the review by Bastian et al. 2010).

Table 5

Class and Mass Distribution of YSOs in Our Sample of MCs

High-luminosity Low-luminosity Stellar Mass

GMC CI C0 CII CIII HLYSOs CI CII CIII LLYSOs Total HLYSOs LLYSOs HLYSOs LLYSOsYSOs [M

e] [M

e] M

e/N M

e/N

(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9) (10) (11) (12) (13) (14) (15)

MC2 17 16 71 15 119 74 352 11 437 556 440±13 219±5 3.7 0.5MC9 22 42 21 32 117 93 633 18 744 861 630±19 372±5 5.4 0.5MC20 11 10 6 2 29 40 211 12 263 292 144±9 132±3 4.9 0.5MC21 17 46 30 59 152 49 448 23 520 672 665±17 260±5 4.4 0.5MC23 6 3 14 4 27 162 398 5 565 592 102±7 283±5 3.8 0.5MC76 19 15 57 8 99 121 433 13 567 666 371±12 284±5 3.7 0.5MC78 33 14 11 61 121 149 435 16 600 721 795±24 300±5 6.6 0.5MC80 29 18 52 112 211 118 325 7 450 661 882±20 225±5 4.2 0.5

MC1 7 0 3 2 12 14 91 13 118 130 25±3 59±3 2.0 0.5MC12 2 0 1 4 7 51 106 6 163 170 28±3 82±3 3.5 0.5MC75 5 0 4 5 14 131 428 23 582 596 62±6 293±5 4.6 0.5MC81 1 0 1 2 4 3 2 5 10 14 13±2 5±1 3.3 0.5

Note. Brief explanation of columns.(1) GMC name.(2–6) Distribution of high-luminosity YSOs into Class I (CI), Class 0 (C0), Class II (CII),and Class III (CIII).The column labeled HLYSOs contains the total number of HLYSOs.(7–10) Distribution of low-luminosity YSOs into different Classes. The column labeled LLYSOscontains the total number of LLYSOs.(11) Total number of HL and LL YSOs.(12–13) Total mass of all high- and low-luminosity YSOs.(14–15) Mean mass of ahigh- and low-luminosity YSO; Data for the four MCs with less than 20 high-luminosity YSOs are given in the bottom four rows.

Figure 5. Relative fraction of Class I (filled circles) and Class II (open circles)YSOs among the high-luminosity (top) and low-luminosity (middle) sources ineach MC identified by its number vertically below the symbol. HLYSOs arepredominantly Class I, whereas LLYSOs are dominated by Class II sources.The horizontal lines give the median value for each Class (solid for Class I anddashed for Class II). The relative contribution of HLYSOs to the total mass inYSOs is shown in the bottom panel. In our sample of MCs, HLYSOscontribute between 20%–80% of the total mass, with the median value 63%.

12


4.4. Age Spread in the Population of YSOs

The more massive a star is, the lesstime it spends as a YSO.For example, stars more massive than 6M

ereach the zero-age

main sequence in <0.2Myr (Tognelli et al. 2011). Thus, in ascenario where all stars formed over a period of time shorterthan 0.2 Myr (instantaneous), more massive stars are expectedto be in later stages of evolution. Given that our HLYSOs aresystematically more massive than LLYSOs, we would expect ahigher fraction of Class II and Class III sources amongHLYSOs as compared to the LLYSOs.

The numbers of YSOs in each Class for HLYSOs andLLYSOs are given in Table 5. The most dominant populationamong both samples is the Class II, constituting more than 50%and 70% for the HLYSO and LLYSO samples, respectively. Thisis expected as stars spend most of their PMS lifetime as Class IIsources. The fraction of Class III sources is marginally higher forthe HLYSO sample as compared to that of theLLYSO sample,as expected in the instantaneous SF scenario. However, in such ascenario, we will not expect Class 0/I sources in the HLYSOsample. The presence of massive stars in these early stages

Figure 6.Mass function (MF) of the HLYSOs (shaded histogram) compared to a log-normal Chabrier (2003) IMF (dotted curve) that is normalized for each MC so asto contain the same number of sources as the observed number of LLYSOs in that MC. The contribution of Class I and Class 0/I sources to the histograms is shown bythe shaded part. The error bar for each bin of the histogram corresponds to N statistical uncertainties. The arrows marked with mCI, mCII, gCI, and gCII correspond tothe detection limit for ClassI and ClassII YSOs in MIPSGAL and GLIMPSE surveys, respectively. These values were obtained with the procedure described inSection 3.0. There is clearly an excess number of HLYSOs over the Chabrier (2003) IMF. This excess is well represented by a Salpeter-like IMF (dashed line).

13


suggests that the massive star-formation process is notinstantaneous in themajority of our clouds. There are stars of3M

ein Class III stage in the majority of these clouds, implying

star formation, including the formation of massive stars, hasstarted at least 2Myr ago. Thus, YSOs in our clouds have an agespread of >2Myr.

The MIPSGAL sources withoutGLIMPSE counterparts,namely Class I/0 YSOs are an interesting population,especially if these are massive sources. The nature of thesemassive (MYSO>3M

e) and bright sources could be linked to

the earliest (and brightest) objects in the embedded population.These kinds of sources are associated with(massive) Class 0YSOs (André et al. 2010) or transitional Class 0/I YSOs. Dueto their early evolutionary phase, these objects do not have(detectable) emission at NIR/MIR (André et al. 2010) andmust be (only) detected/observed at submillimeter/millimeterspectral range with a weak contribution at 24 μm. The Class I/0 sources could alsobe confused easily as Class I/II YSOsdeeply embedded in the high column density regions of themolecular cloud. Due to the high fraction of the Class I/0sources, these could be a sum of true Class I/0, and a deeplyembedded Class I and Class II YSOs. Indeed, edge-on Class IIYSOs with high extinction may be misclassified as Class Iobjects (Robitaille et al. 2006; Offner & McKee 2011).Nonetheless, the Class I/0 objects without GLIMPSE counter-parts are excellent candidates to theembedded prestellar andprotostellar core population and constitute the youngestpopulation (from 0.1 Myr to 0.5 Myr age; Enoch et al. 2006;André et al. 2010) of our sample of high-mass star-formationregions. Their MF in a complete sample must give us a clue tothe connection between the prestellar and protostellar MF.

4.5. Location of High-mass YSOs in the Clouds

The HLYSOs, for definition, are brighter than 10 Le

(Section 4.2). This cut-off luminosity corresponds to a massof 2M

efor a Class I YSO, whereas it is ∼3M

efor the Classes

II and III YSOs. This implies that all the HLYSOs are ofintermediate to high mass. For the purpose of the discussion in

this section, we will refer these YSOs as high-mass YSOs.Recent works (Krumholz & McKee 2008; Lopez-Sepulcreet al. 2010) suggest that a high-density environment is requiredto form high-mass stars. Thus, the relative fraction of HLYSOs isexpected to increase with the surface density of the gas. In orderto explore this idea, we plot the ratio f NHLYSO (HLYSO)/(N(HLYSO)+N(LLYSO)) against NH2

in Figure 8. This ratiocontains all HMYSO population of the MC sample. The high-mass YSO fraction almost remains constant at ∼0.15 up to∼3.0×1022 cm−2, above which the fHLYSO starts to risereaching the value ofunity at ∼5.5×1022 cm−2. In this gasdensity range, the surface density of HLYSOs increases from∼1 pc−2 to more than 6 pc−2. In this plot, the fraction ofLLYSOs ( f1 HLYSO ) isshown with open circles. The error barsare obtained assuming a poisson error for each bin in thedistribution for both the HLYSOs and total YSOs sample. Theseerrors in the counts are propagated in the ratio defined previously(fHLYSO). The observed tendency agrees very well with thenotion that high-mass stars require higher column densities fortheir formation.Krumholz & McKee (2008) theoreticallyaddressed the issue

of initial physical conditions for the formation of massive stars.They found a minimum density of 1.0 g cm−2to benecessaryfor the formation of the massive stars. However, Galactic star-forming regions are found to harbor high-mass stars at gasdensities from 0.1 to 1.0 g cm−2 (Rathborne et al. 2009; Raganet al. 2013). In our MCs, the high-mass fraction is 1 above∼5.5×1022 cm−2, which corresponds to ∼0.25 g cm−2. Thusour observed values are consistent with the values observed forother high-mass Galactic clouds.

4.6. Star-formation Rate and Star-formation Efficiency

The values for the SFR in our sample of MCs lie between 16and 1220M

eMyr−1, with a median value of 585M

eMyr−1.

These values are comparable to the values of 715 and159M

eMyr−1 for Orion A and B, respectively (Lada

et al. 2010). SFR varies over a wide range of values in the

Figure 7. Mass function (MF) of the HLYSOs (histogram) and the log-normalIMF (dotted curve) of LLYSOs in the 12 clouds. The arrows marked with mCI,mCII, gCI,and gCII correspond to the detection limit for ClassI and ClassIIYSOs in MIPSGAL and GLIMPSE surveys, respectively. The error bar foreach bin of the histogram corresponds to N statistical uncertainties. The high-mass tail of the histogram was fitted with a single power law (dashed line) andresembles theSalpeter-like IMF slope.

Figure 8. Fraction (top pannel; filled circles) and surface density (bottompannel; filled circles) of the high-mass YSOs as a function of H2columndensity for our entire MC sample. The fraction of low-mass YSOs is shownwith the open circles in the top pannel. The bin width of the plot is5.0×1021 cm−2.

14


Galactic star-forming regions. Vutisalchavakul & Evans (2013)obtained SFR values from ∼1 to 2530M

eMyr−1 for Galactic

high-mass star-forming regions at distances of D>700 pc.The values of SFE are in the interval from 0.5% to 3.9%, withMC23 being an outlier with a value of 11.9%. These values arein agreement with values of Orion B (0.6%) and Orion A (2%)

star-forming regions (Megeath et al. 2012). However, thesevalues are systematically smaller than the values of ∼3% to 6%obtained for nearby low-mass star-forming regions using c2dand GB data (Evans et al. 2009). Values of SFE1% arecommonly found for distributed star-forming regions (Bonnellet al. 2011). Half of our clouds have SFE-values 1%,suggesting a distributed SF scenario. Recent studies of youngstellar clusters have revealed that there is a time spread in theage of the young stars in stellar clusters (Myers 2012; Fosteret al. 2014). Instantaneous mode of cluster formation mayapply to compact massive clusters such as Westerlund 1 withhighSFE values (Kudryavtseva et al. 2012), but it is possiblethat low-mass stellar clusters and associations are built up overa long period of time. Thus, SFE is expected to increase withtime as more and more stars form. We test this hypothesisbelow.

In Figure 9, the radio continuum emission detection isdenoted by the filled symbol, while no detection is denoted bythe open symbol. The fII and the timescale (tII) obtained basedon 2.0±1.0 Myr (Evans et al. 2009), are shown in thecolumns 2 and 3 of the Table 6. The detection or not of radiocontinuum emission is also included in the same table(column 5).

From the statistics of the YSO population and the molecularcloud mass for the sample of thepresent study, we candetermine some parameters of the star-formation activity suchas star-formation rate (SFR) and star-formation efficiency (SFE).The SFR is obtained from the simple expression (Evanset al. 2009), SFR=MYSO/tYSO, where the MYSO and tYSO arethe “stellar” (YSOs) total mass and the timescale of the YSOs,respectively. The “stellar” masses are obtained by adding themass of the HLYSO and LLYSO populations. The masses of theHLYSOs are individually obtained following the method alreadydescribed. The total mass of LLYSOs is derived assuming amean mass of 0.5M

efor every LLYSO. This assumption is

equivalent to assuming that the sources follow a log-normalmass distribution with a characteristic mass of 0.5M

e. We then

used the expression MLLYSO/Me=0.5×NLLYSO (Evans

et al. 2009), where NLLYSO is the number of LLYSOs. Atypical timescales of 2Myr and 0.54Myr for the Class II andClass I, respectively, are used for tYSO (Evans et al. 2009). Thestar-formation efficiency (SFE) is obtained from the expression

M M MSFE YSO YSO cloud ( ), where Mcloud is the X-factormass of the molecular cloud (column 6 of Table 2). The resultantSFR and SFE parameters are divided by the cloud area (column10 of Table 1) to obtain average values of SFR ( SFR ) and gasdensity ( gas ) for our clouds. All these quantities are tabulated inTable 6.

5. Analysis of the Star-formation Law

5.1. Star-formation Law within the Clouds

In order to study the star-formation law within the molecularclouds, we need to obtain the surface density of star-formationrate, ΣSFR, in successive bins of gas surface density, Σgas. Weused the NH2

column density maps derived from the 13CO datain Section 2.1 in order to obtain Σgas. The lowest Σgas valuecorresponds to the MC boundaries that are defined at columndensities of NH2

=1.0×1021 cm−2 (Av = 1 mag;Σgas=20M

epc−2). A linear bin in column density is used

to define successive values of Σgas, starting at 1.0×1021, andthen taking the values 5.0×1021, 1.0×1022, 1.5×1022, etc.The number of pixels in the 13CO map between successivecolumn density bins are counted to determine the area occupiedby the gas at that surface density. The numbers of low- andhigh-luminosity YSOs between the column density contoursare counted, which are then used to calculate the SFR followingthe methodology described in section Section 4.6. The SFRsare divided by the area occupied by the contours to obtainΣSFR corresponding to each Σgas.The Schmidt law within each cloud in the range of column

densities from NH2=1.0×1021 cm−2 to 1.0×1023 cm−2,

equivalent to Σgas range from 20Mepc−2 to 2000M

epc−2, is

shown in Figure 10. For each cloud, data for each gas densitybin are plotted with solid circles. The Kennicutt–Schmidt lawwith N = 1.4 is shown by the solid line, whereas the dotted lineshows the linear relation of Wu et al. (2005) for massiveclumps. In six of the twelve MCs, our points lie between thetwo lines, whereas in the remaining six, most of our data pointslie even above the linear relation of Wu et al. (2005). From aclose inspection of the plot for 8 clouds (MC2, MC9, MC12,MC20, MC21, MC23, MC75, and MC76), it can be seen thatour data points are not consistent with a power-law fit with asingle index (α) (linear in the log-log plane) over the entirerange of gas densities. Instead, a broken power-law (BPL)

relation seems to bea better fit to the data. Such arelation wasfound previously by Heiderman et al. (2010) in their data, usingseparate powerlaws of the form y=αx + A (y log10 (ΣSFR);x log10 (Σgas)), one in the low-density regime (index α1 andcoefficient A1) and the other one in the high-density regime(index α2 and coefficient A2). We followed a similar procedureto fit our data points. We fitted two separate lines for the low-density and high-density regimes and obtained the slopes (α1

and α2) by following a weighted least-square fitting method,with the weights defined as the inverse square of the errors. Thebest-fitted lines are shown in the figure, where we also give theslopes α1 and α2 for each line. The regression coefficient foreach line (R1 and R2), as well asthe range of data points usedfor fitting the low- and high-density regimes (x1 and x2) aregiven in Table 7.

Figure 9. Star-formation efficiency as a function of the Class II fraction in eachof our MCs. Clouds containing IRAS sources with UCHII region detected areshown by filled symbols.

15


A minimum of threepoints is used for the fit in both rangesof densities with the bin(s) at the transition used in either fits.Four MCs (MC1, MC23, M80, andMC81) have too few pointsand in addition do not offer the dynamical range in Σgas

necessary to carry out a reliable fit (all points lie at Σgas below∼200M

epc−2). We hence did not carry out power-law fitting

to these clouds. For MC78, only one point lies in the low-density regime, and hence we show only the fit in the high-density regime. The relation is systematically flatter at the low-density regime as compared to that at the high-density regime,with values for the former in the range of 0.2 to 1.0, and thelatter 1.3 to 3.0. Note that the SFR is weakly dependent on gasdensity at low densities with a power-law index <1 in mostcases (with the exception of MC21). On the other hand, thepower-law index at the high-density regime varies from asimilar value (1.3) to the canonical KS index of 1.4 to values ashigh as 3.6.

The intersection of the two lines in Figure 10 correspondsto the gas surface density value where the break occurs in thestar-formation relation. This value is marked by the dashedline in the figure for each cloud and their values are given inTable 7 under the column header Σth. The break happens atΣgas=150–360M

epc−2 in our sample of clouds. The

density at the break Σgas value is often referred to asthreshold gas density, Σth, in the literature. Heiderman et al.(2010), doing a BPL fit similar to that described here, found athreshold value of 129M

epc−2 in nearby low-mass star-

formingregions, while Lada et al. (2010) proposed a value of116M

epc−2(equivalent to AV∼8 mag). Willis et al. (2015)

used a Σth=200Mepc−2to obtain the Schmidt law in

galactic massive star-formingregions. Our lower thresholdvalues are similar to those reported for other galactic star-formingclouds, while the higher values can be explained if itis considered that the longer distances increase the value of

the threshold density as was reported by Heidermanet al. (2010).In order to explore if the resulting trend for a BPL fit to the

data is statistically significant, we used a total YSOsample forthe clouds that show the trend and several fits were tested. Thiswas made for two cases, for all Classes and Class I YSOs. First,in each cloud,the y-value (ΣSFR) was obtained(column 9,Table 7) related to the threshold value in Σgas (column 8,Table 7). Then each data point of the ΣSFR–Σgas plot is dividedby this y-value and the resulting data distribution is added in atotal normalized sample. In this sample, the best error weightedfit is given by a broken power-law relation with a slightslopefor lower densities (α=0.6, 0.6) and steeper slope for higherdensities (α=2.7, 3.4), similarly as waspreviously found inthe individual fits for clouds. Therefore, we suggested that theBPL fit is adequate to describe the data point distribution foreach cloud with the BPL trend. The fitted parameters are shownin the Table 7 and BPL fit of the normalized samples (allClasses and Class I) is plotted in the Figure 11.

5.2. Global Star-formation Law

We now investigate the position of each cloud as a whole inthe global SF law. To dothis, we compare the globallyaveraged values of SFR and gas for our clouds (given inTable 6), with the global values for Galactic clouds and clumpsobtained in other studies in Figure 12. Our SFR – gas valuesare shown by solid circles, while the data from the study ofHeiderman et al. (2010) are plotted with open squares, and themassive dense clumps from Wu et al. (2010) and Heyer et al.(2016) are plotted with diamonds and cross symbols,respectively. The linear relation from Wu et al. (2005) andthe Kennicutt relation (Kennicutt 1998) are shown by dashedand solid lines, respectively. Heiderman et al. (2010) found thattheir global results for low-mass star-formingregions lie above

Table 6

Star-formation Related Parameters in Our MC Sample

GMC fII tII fHL Radio Maser SFRSFR SFE gas

(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9) (10)

MC2 0.80±0.06 1.98±0.13 0.21±0.03 Yes (1) CH3O (2) 585±294 2.1±1.1 2.2±0.1 155±79MC9 0.80±0.05 1.89±0.13 0.14±0.01 Yes (3) H2O (4) 1105±556 19.1±9.6 3.9±0.2 646±332MC20 0.78±0.07 2.02±0.14 0.10±0.02 Yes (5) CH3O (6) 357±182 6.4±3.3 1.2±0.1 647±320MC21 0.81±0.05 1.99±0.14 0.22±0.02 Yes (7) K 916±461 2.3±1.2 2.6±0.2 133±60MC23 0.70±0.05 1.93±0.14 0.05±0.01 Yes (8) H2O (4) 370±186 26.8±13.5 11.9±0.7 320±240MC76 0.76±0.05 1.99±0.14 0.15±0.02 No (8) CH3O (9) 608±306 7.5±3.7 2.1±0.1 565±310MC78 0.69±0.05 1.97±0.14 0.17±0.02 No (7) K 1210±610 4.6±2.3 0.8±0.1 763±365MC80 0.69±0.05 1.83±0.13 0.32±0.03 No (11) H2O (4) 955±480 5.6±2.8 1.2±0.1 816±410

MC1 0.82±0.12 1.97±0.14 0.08±0.02 Yes (1) No (4) 77±39 3.3±1.7 2.7±0.3 210±114MC12 0.69±0.08 2.21±0.16 0.04±0.02 Yes (12) No (4) 101±52 1.1±0.6 0.5±0.1 358±179MC75 0.76±0.05 1.99±0.14 0.02±0.01 Yes (13) No (4) 312±157 5.6±2.8 1.5±0.1 613±320MC81 0.43±0.30 2.02±0.14 0.28±0.16 Yes (14) No (4) 16±10 1.0±0.7 0.8±0.3 218±64

Note. Brief explanation of columns: (1) GMC name; (2) fraction of Class II sources defined as f N N N ;II II I II ( ) (3) timescale of Class II sources defined ast N N f f2.0 1II I II II II ( ) [ ( )], in [Myr] units; (4) fraction of high-luminosity YSOs defined as fHL=N(HLYSOs)/N(LLYSOs); (5) whether or not radiocontinuum at centimeterwavelengths (3.6 cm, 4.0 cm, 6 cm, and 21 cm) detected in the cloud. The number in the parenthesis gives the reference of the radioobservations, as identified below under References; (6) name of the maser emission if detected. The last fourMCs have been targets for the H2O maser, but notdetected; the number in the parenthesis gives the reference of the maser observations, as identified below under references; (7) SFR=MYSOs/tYSOs defined inSection 4, in [M

eMyr−1] units; (8) Surface density of star formation defined as SFR AreaSFR , in [M

eMyr−1 pc−2] units. Area is given in column 10 of Table 1;

(9) star-formation efficiency (in % units) defined as SFE≡100×MYSOs/(MYSOs+Mcloud), where Mcloud is the MXF given in column 6 of Table 2; and(10) averagegas density of the MC defined as M Area.gas XF

References. Meaning of numbers under columns 5 and 6: (1) Urquhart et al. (2009), (2) Lim et al. (2012), (3) Rivera-Ingraham et al. (2010), (4) Codella et al. (1995),(5) Wood & Churchwell (1989), (6) Walsh et al. (1997), (7) Sridharan et al. (2002), (8) Walsh et al. (1998), (9) Walsh et al. (1997), (10) Fontani et al. (2010), (11)Wang et al. (2009), (12) Condon et al. (1998), (13) Kurtz et al. (1994), and(14) Becker et al. (1994).

16


the KS relation by a factor of up to 17. They found the factorsto be as high as 54 for regions containing the youngest sources(Class I and Class Flat). This latter value overlaps with valuesfor the high-density massive clumps of Wu et al. (2010) andHeyer et al. (2016). Our clouds lie between the linear relationof Wu et al. (2005) and the canonical Kennicutt relation, andmostly related to the lower SFR dense clumps from Heyer et al.(2016) and Wu et al. (2010).

In recent work by Heiderman et al. (2010), it has been foundthat the use of 13CO in the calculation of mass of a molecularcloud results in an underestimation of the mass compared to ifvisual extinction is used, which is considered abetter tracer ofthe mass of the cloud. According to their results, the mass ofthe cloud is underestimated by a factor of four to five. If thiscorrection factor is applied in calculating the mass of oursample of clouds plotted in Figure 12, the result is that the

Figure 10. Broken power-law fits in the ΣSFR–Σgasplane for each sample MC. The power-law indices for the fit in the low (α1) and high gas density ranges (α2) aregiven in the top-left of the plot. The dashed vertical line indicates the density at the break in ΣSFR. The Kennicutt–Schmidt law with N = 1.4 (thin solid line) and theWu et al. (2005) relation (dashed line) are shown for reference.

17


values of Σgas are increased by a value of 0.6 (in log scale) andour distribution follows the distributions for dense clumpsreported by Heyer et al. (2016) andWu et al. (2010) well.Thecorrected values of our clouds lie on the KS relationship.It can be noted in the figure that the average gas densities of

several MCs from our sample are clustered around log( gas )=2.6±0.3, compared to clouds from Heidermanet al. (2010) clustered around log(Σgas)=2.0. On the other

Table 7

Parameters of the Broken Power-law Model Fit

GMC α A σα σA χ2 R Σth y(Σth) xi(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9) (10)

MC2 0.49 −1.01 0.10 0.82 0.69 0.71 226.0 1.6 (1–4)2.34 −5.33 0.14 2.32 0.19 0.90 K K (3–6)

MC9 0.80 −1.65 0.10 0.50 0.30 0.59 211.0 1.0 (1–3)3.05 −6.76 0.05 4.06 0.10 0.92 K K (3–5)

MC12 0.54 −1.18 0.07 0.44 0.15 0.92 285.0 1.6 (1–4)2.80 −6.68 0.35 3.50 0.90 0.64 K K (3–6)

MC20 0.25 −0.56 0.13 0.31 0.91 0.82 255.0 1.0 (1–5)1.31 −3.14 0.10 1.05 0.27 0.98 K K (3–9)

MC21 0.73 −1.19 0.12 0.59 0.20 0.66 180.0 3.2 (1–3)1.54 −2.96 0.04 1.71 0.10 0.94 K K (2–5)

MC23 0.26 0.63 0.03 0.43 0.10 0.83 150.0 15.9 (1–3)1.94 −3.02 0.17 2.17 0.26 0.61 K K (2–4)

MC75 0.28 0.29 0.06 0.33 0.14 0.93 237.0 7.1 (1–4)2.68 −5.39 0.14 6.29 0.18 0.91 K K (3–6)

MC76 0.23 0.01 0.06 0.63 0.22 0.97 360.0 3.1 (1-5)3.01 −7.04 0.19 7.75 0.34 0.95 K K (4–8)

MC78 1.01 −2.01 0.47 0.27 2.71 0.98 K K (1–18)

Total YSOs 0.61 −1.38 0.15 0.07 5.11 0.26 445.0 1.8 (1–30)2.69 −6.09 0.33 0.44 3.65 0.35 K K (20–48)

Class I YSOs 0.55 −1.70 0.36 0.47 6.68 0.96 380.0 0.5 (1–20)3.35 −8.96 1.18 3.85 8.45 0.98 K K (16–37)

Note. Brief explanation of columns: the first row lists the fit parameters for the low-density range, while in the next row are shown the fit parameters for the high-density range; (1) GMC name; (2) slope for the linear fit; (3) Y-intercept value of the linear fit; (4) slope error; (5) Y-intercept error; (6) chi-square value for the fit;(7) regression coefficient; (8) gas surface density intersection value (Σth) in M

epc−2units; (9) ΣSFR-value corresponding to the Σth in M

eMyr−1 pc−2 units; (10)

range of data points used for each linear fit.

Figure 11. ΣSFR–Σgasrelation for (a) the total ofall Classes and (b) Class IYSOs in the clouds that presents the BPL trend. The power-law indices foreach gas density range (α1 and α2) are given in the top-left of the plot. Thedashed vertical line indicates the density at the break in ΣSFR. The Kennicutt–Schmidt law (thin solid line) and the Wu et al. (2005) relation (dotted line) areshown for reference.

Figure 12. Globally averaged Schmidt law for the clouds. The Kennicutt(1998) relation is plotted with asolid line, while the linear relation of Wu et al.(2005) is plotted with adashed line. The data of previous studies for galacticstar-forming regions are taken from c2d+GB surveys (square symbol;Heiderman et al. 2010) and dense massive clumps (diamond symbol, Wuet al. 2010; cross symbol from Heyer et al. 2016). The filled symbols showthevalues for the clouds.

18


hand, gas for the dense clumps are distributed over a muchwider dynamic range. Lada et al. (2013) also found analmostconstant average gas for the MCs they analyzed, which theyused to argue against the existence of a Schmidt law betweenMCs. They further argued that the clustering of global gas isdue to the well-known scaling law of Larson (1981) betweencloud size and mass, where gas is a constant for a given valueof the limiting column density used to define the MCs. Heyeret al. (2009) found gas ∼40M

epc−2 for MCs with a defining

boundary of Av=1 mag. Values obtained in our study arearound a factor of four to ninehigher, and our lower valuescompare well with the gas ∼170M

epc−2 obtained by

Solomon et al. (1987).

5.3. Star Formation below the Threshold Density

The threshold densities, Σth for our clouds are comparable tothe values obtained in the studies of Heiderman et al. (2010)and Lada et al. (2012). However, there is a clear difference inthe star-formation relation below Σth in our clouds as comparedto the clouds studied by Heiderman et al. (2010). In the latterstudy, SF decreases abruptly below Σth, whereas in our case SFalmost remains constant or decreases less steeply with indexvalues being sub-linear below Σth. This trend below Σth is alsofound in the recent study by Willis et al. (2015; see theirFigure9). However, they suspected an increasing contamina-tion from giant stars and background galaxies at decreasingdensities as a possible reason for the apparent excess of YSOsbelow Σth, and analyzed the star-formation law only for thedata points above Σgas>200M

epc−2.

Is the apparent SF below Σth an artifact of the method usedor is it real? The adopted filtering method (see Section 3) haseffectively cleaned our sample of contaminants such as brightforeground/background stars or background galaxies, andhence the presence of YSOs at low densities is real. Whilecalculating the ΣSFR, we have included all YSOs, includingthose of Class II and III. Heiderman et al. (2010) have usedonly Class I sources in obtaining the steeply decreasing ΣSFR

below Σth. We now investigate whether the apparent constantΣSFR below Σth is due to the inclusion of Class II and III YSOsin our study. In Figure 13, we plot the number (upper panel)and fraction (lower panel) of YSOs separated by Class in eachgas density bin. YSOs from all MCs are added at thecorresponding gas densities to obtain this plot. It can be seenthat Class II sources dominate the observed number of YSOsbelow Σth. The ClassIII fraction remains almost constant at∼10% at all gas densities. Thus, evolved Class III objects donot contribute significantly to ΣSFR below Σth.

The presence of Class I/II YSOs associated to gas belowΣth, could imply either (1) stellar migration or (2) effect ofbeam dilution or both. We discuss these two possibilitiesbelow.

1. Stellar migration from their birth sites: star-forming corescan migrate from their formation site in a denseenvironment to the current location. For typical velocitiesof dense cores of 0.33 to 0.55 km s−1 (Muenchet al. 2007; Kirk et al. 2010), Class I and II objects canbe as far as 1–2 parsecs away from their formation sites.Our clouds measure typically >5 pc, implying the Class Iand II YSOs in our clouds had no time to migrate fromdense regions to low surface gas density regions.

2. Beam dilution: the Σgas in our study is obtained using13CO beams (0.3–1.2 pc) that are,in general, larger thanthe typical core size (0.1 pc). The cores are expected to besurrounded by dense clump gas whose typical size (1 pc)is larger than our beam size. Under such a situation, theobserved 13CO column densities are expected to be thatof typical clump densities, which would be higher thanΣth. The observed low column densities would thenimply that the star-forming cores at densities below Σth

are isolated and are not surrounded by the denseclump gas.

6. Conclusions

Here, weanalyzed the local and global star-formation law ina sample of 12 Galactic molecular clouds with signposts ofongoing high-mass star formation. The study is different fromsimilar previous studies in that (1) we investigate the SFrelation in the whole cloud, and not just in the dense clumps,and (2) Class-dependent masses are obtained for each MIPSsource. The number of high-luminosity sources (Lbol>10M

e)

is found to be clearly in excess of that expected for a Chabriermass function, suggesting a combined Chabrier–Salpeter massfunction for the YSOs in our clouds. YSOs with Lbol>10M

e

contribute more than 30% of the total mass in each of ourclouds, with a mean value of 55%. The SFR is obtained by thestandard technique of counting the YSOs enclosed withincontours of gas density as traced by the 13CO emission aboveAv=1 mag (Σgas=20M

epc−2). The relation between ΣSFR

Figure 13. Number (top) and fraction of total (bottom) YSOs separated byClass as a function of surface density of the gas. The range of thresholddensities in our sample of clouds is shown by the dotted vertical lines. It can beseen that the relative fractions are almost constant below the threshold density,with the fraction of Class I YSOs increasing steeply at higher densities.

19


and Σgas has a break at ∼150–360Mepc−2 for almost allof

the clouds, with power-law forms on either side of the break,which is also found using the total YSO population of theclouds with the trend. The power-law index above the breaklies between 1.3–3.0 in different clouds, which is, in general,higher than the Kennicutt value of 1.4 for extra-galacticregions, but is consistent with the values of Galactic regionsfound in recent studies. At densities below the break, we findΣSFR almost independent of density. The density at the break isconsistent with the threshold density Σth found in Galactic andextra-galactic star-forming regions. Globally averaged gas forour sample of molecular clouds are clustered around a value of350M

epc−2 within a factor of 2, a range too small to explore a

relation with these data alone. The global SFR lies above theKennicutt values for the observed gas by factors between 1 to60, but agrees within a factor of 2 with the linear relation formassive clumps.

We thank the anonymous referee for insightful comments thathelped us to improve the manuscript. This work was supported bythe CONACyT (Mexico) research fellowship 199495 granted toR.R., and research grants CB-2010-01-155142-G3 (PI:Y.D.M.)and 182841 (PI:A.L.).

References

Alcalá, J. M., Spezzi, L., Chapman, N., et al. 2008, ApJ, 676, 427André, Ph., Men’shchikov, A., & Bontemps, S. 2010, A&A, 518, 102Bastian, N., Covey, K. R., & Meyer, M. R. 2010, ARA&A, 48, 339Becker, R. H., White, R. L., Helfand, D. J., et al. 1994, ApJS, 91, 347Benjamin, R. A., Churchwell, E., Babler, B. L., et al. 2003, PASP, 115, 953Bertin, E., & Arnouts, S. 1996, A&A, 117, 393Bessell, M. S., & Brett, J. M. 1988, PASP, 100, 1134Bigiel, F., Leroy, A., Walter, F., et al. 2008, AJ, 136, 2846Bloemen, J. B. G. M., Strong, A. W., Mayer-Hasselwander, H. A., et al. 1986,

A&A, 154, 25Bolatto, A. D., Wolfire, M., & Leroy, A. K. 2013, ARA&A, 51, 207Bonnell, I. A., Smith, R. J., Clark, P. C., et al. 2011, MNRAS, 410, 2339Bronfman, L., Nyman, L.-A., & May, J. 1996, A&A, 115, 81Burkert, A., & Hartmann, L. 2013, ApJ, 773, 48Calzetti, D., Liu, G., & Koda, J. 2012, ApJ, 752, 98Carey, S. J., Noriega-Crespo, A., Mizuno, D. R., et al. 2009, PASP, 121, 76Chabrier, G. 2003, PASP, 115, 763Churchwell, E., Babler, B. L., Meade, M. R., et al. 2009, PASP, 121, 213Churchwell, E., et al. 2005, in GLIMPSE Quality Assurance Document

(Madison, WI: Univ. of Wisconsin) (http://astro.wisc.edu/sirtf/GQA-master.pdf)

Clemens, D. P., Sanders, D. B., Scoville, N. Z., & Solomon, P. M. 1986, ApJS,60, 297

Codella, C., Palumbo, G. G. C., Pareschi, G., et al. 1995, MNRAS, 276, 57Condon, J. J., Cotton, W. D., Greisen, E. W., et al. 1998, AJ, 115, 1693Dame, T. M., Hartmann, D., & Thaddeus, P. 2001, ApJ, 547, 792Deharveng, L., Zavagno, A., Anderson, L. D., et al. 2012, A&A, 546, 74Dickman, R. L. 1978, ApJS, 37, 407Dunham, M. M., Allen, L. E., Evans, N. J., II, et al. 2015, ApJS, 220, 11Ellerbroek, L. E., Bik, A., Kaper, L., et al. 2013, A&A, 558, 102Enoch, M. L., Evans, N. J., II, Sargent, A. I., & Glenn, J. 2009, ApJ, 692, 973Enoch, M. L., Young, K. E., Glenn, J., et al. 2006, ApJS, 638, 293Evans, N. J., II, Allen, L. E., Blake, G. A., et al. 2003, PASP, 115, 965Evans, N. J., II, Dunham, M. M., Jorgensen, J. K., et al. 2009, ApJS, 181, 321Faúndez, S., Bronfman, L., Garay, G., et al. 2004, A&A, 426, 97Fontani, F., Cesaroni, R., & Furuya, R. S. 2010, A&A, 517, A56Foster, J. B., Arce, H. G., Kassis, M., et al. 2014, arXiv:1407.6003FGao, Y., & Solomon, P. M. 2004, ApJ, 606, 271Goto, M., Usuda, T., Takato, N., et al. 2003, ApJ, 598, 1038

Greene, T. P., Wilking, B. A., Andre, P., et al. 1994, ApJ, 434, 614Gutermuth, R. A., & Heyer, M. 2015, AJ, 149, 64Gutermuth, R. A., Megeath, S. T., Myers, P. C., et al. 2009, ApJS, 184, 18Gutermuth, R. A., Myers, P. C., Megeath, S. T., et al. 2008, AJ, 674, 336Gutermuth, R. A., Pipher, J. L., Megeath, S. T., et al. 2011, AJ, 739, 84Hartmann, L., Megeath, S. T., Allen, L., et al. 2005, ApJ, 629, 88Hartmann, L. W., & Kenyon, S. J. 1996, ARA&A, 34, 207Harvey, P. M., Chapman, N., Shih-Ping, L., et al. 2006, ApJ, 644, 307Heiderman, A., & Evans, N. J., II 2015, ApJ, 806, 231Heiderman, A., Evans, N. J., II, Allen, L. E., et al. 2010, ApJ, 723, 1019Heyer, M., Gutermuth, R., Urquhart, J. S., et al. 2016, A&A, 588, A29Heyer, M., Krawczyk, C., Duval, J., & Jackson, J. M. 2009, ApJ, 699, 1092Hillenbrand, L. A., & White, R. L. 2004, ApJ, 604, 741Jackson, J. M., Rathborne, J. M., Shah, R. Y., et al. 2006, ApJ, 163, 145Kennicutt, R. C. 1998, ApJ, 498, 541Kennicutt, R. C., & Evans, N. J. 2012, ARA&A, 50, 531Kenyon, S. J., & Hartmann, L. 1995, ApJS, 101, 117Kenyon, S. J., Hartmann, L. W., Strom, K. M., et al. 1990, AJ, 99, 869Kirk, H., Pineda, J. E., Johnstone, D., et al. 2010, ApJ, 723, 457Krumholz, M. R., & McKee, C. F. 2008, Natur, 451, 1082Kryukova, E., Megeath, S. T., Gutermuth, R. A., et al. 2012, AJ, 144, 31Kudryavtseva, N., Brandner, W., Gennaro, N., et al. 2012, ApJ, 750, 44Kurtz, S., Churchwell, E., & Wood, D. O. S. 1994, ApJS, 91, 659Lada, C. J. 1987, in IAU Symp. 115, Star-forming Regions, ed. M. Peimbert &

J. Jugaku (Dordrecht: Reidel), 1Lada, C. J., Forbrich, J., Lombardi, M., & Alves, J. F. 2012, ApJ, 745, 190Lada, C. J., Lombardi, M., & Alves, J. F. 2010, ApJ, 724, 687Lada, C. J., Lombardi, M., Roman-Zuniga, C., Forbrich, J., & Alves, J. F.

2013, ApJ, 778, 133Lada, C. J., & Wilking, B. A. 1984, ApJ, 287, 610Larson, R. B. 1981, MNRAS, 194, 809Lim, W., Lyo, A., Kim, K., et al. 2012, AJ, 144, 151Lopez-Sepulcre, A., Cesaroni, R., & Walmsley, C. M. 2010, A&A, 517, A66MacLaren, I., Richardson, K. M., & Wolfendale, A. W. 1988, ApJ, 333, 821Marengo, M., Reiter, M., & Fazio, G. G. 2008, in AIP Conf. Proc. 1001, IXth

Torino Workshop on Evolution and Nucleosynthesis in AGB Stars and theIInd Perugia Workshop on Nuclear Astrophysics, ed. R. Guandalini,S. Palmerini, & M. Busso (Melville, NY: AIP), 331

May, J., Alvarez, H., & Bronfman, L. 1997, A&A, 327, 325Megeath, S. T., Gutermuth, R., Muzerolle, J., et al. 2012, AJ, 144, 192Muench, A. A., Lada, C. J., Rathborne, J. M., et al. 2007, ApJ, 671, 1820Myers, P. C. 2012, ApJ, 752, 9Myers, P. C. 2014, ApJ, 781, 33Offner, S. S. R., & McKee, C. F. 2011, ApJ, 736, 530Palla, M. M., & Stahler, H. G. 1993, ApJ, 418, 414Pineda, J. E., Caselli, P., & Goodman, A. A. 2008, ApJ, 679, 481Ragan, S. E., Henning, T., & Beuther, H. 2013, A&A, 559, 79Rathborne, J. M., Jackson, J. M., Simon, R., et al. 2009, Ap&SS, 324, 155Rieke, G. H., Young, E. T., Engelbracht, C. W., et al. 2004, ApJS, 154, 25Rivera-Ingraham, A., Ade, P. A. R., Bock, J. J., et al. 2010, ApJ, 723, 915Robitaille, T. P., Whitney, B. A., Indebetouw, R., et al. 2006, ApJS, 167, 256Salpeter, E. E. 1955, ApJ, 121, 161Sanders, D. B., Clemens, D. P., Scoville, N. Z., & Solomon, P. M. 1986, ApJ,

60, 1Saral, G., Hora, J. L., Willis, S. E., et al. 2015, ApJ, 813, 25Schmidt, M. 1959, ApJ, 129, 243Simon, R., Jackson, J. M., Clemens, D. P., et al. 2001, ApJ, 551, 747Solomon, P. M., Rivolo, A. R., Barrett, J., & Yahil, A. 1987, ApJ, 319, 730Sridharan, T. K., Beuther, H., Schilke, P., et al. 2002, ApJ, 566, 931Stahler, S. W., & Palla, F. 2005, The Formation of Stars (New York:

Wiley-VCH)

Tognelli, E., Prada Moroni, P. G., & Degl’Innocenti, S. 2011, A&A, 533, 109Urquhart, J. S., Hoare, M. G., Purcell, C. R., et al. 2009, A&A, 501, 539Vorobyov, E. I., & Basu, S. 2005, ApJ, 633, 137Vutisalchavakul, N., & Evans, N. J., II 2013, ApJ, 765, 129Walsh, A. J., Burton, M. G., Hyland, A. R., et al. 1998, MNRAS, 301, 640Walsh, A. J., Hyland, A. R., Robinson, G., et al. 1997, MNRAS, 291, 261Wang, K., Wu, Y. F., Ran, L., et al. 2009, A&A, 507, 369Willis, S., Guzman, A., Marengo, M., et al. 2015, ApJ, 809, 87Wood, D. O. S., & Churchwell, E. 1989, ApJ, 340, 265Wu, J., Evans, N. J., II, Gao, Y., et al. 2005, ApJL, 635, 173Wu, J., Evans, N. J., II, Shirley, Y. L., et al. 2010, ApJS, 188, 313

20


https://doi.org/10.1086/527315

http://adsabs.harvard.edu/abs/2008ApJ...676..427A

https://doi.org/10.1051/0004-6361/201014666

http://adsabs.harvard.edu/abs/2010A&A...518L.102A

https://doi.org/10.1146/annurev-astro-082708-101642

http://adsabs.harvard.edu/abs/2010ARA&A..48..339B

https://doi.org/10.1086/191941

http://adsabs.harvard.edu/abs/1994ApJS...91..347B

https://doi.org/10.1086/376696

http://adsabs.harvard.edu/abs/2003PASP..115..953B

https://doi.org/10.1051/aas:1996164

http://adsabs.harvard.edu/abs/1996A&AS..117..393B

https://doi.org/10.1086/132281

http://adsabs.harvard.edu/abs/1988PASP..100.1134B

https://doi.org/10.1088/0004-6256/136/6/2846

http://adsabs.harvard.edu/abs/2008AJ....136.2846B

http://adsabs.harvard.edu/abs/1986A&A...154...25B


http://adsabs.harvard.edu/abs/2013ARA&A..51..207B

https://doi.org/10.1111/j.1365-2966.2010.17603.x

http://adsabs.harvard.edu/abs/2011MNRAS.410.2339B

http://adsabs.harvard.edu/abs/1996A&AS..115...81B

https://doi.org/10.1088/0004-637X/773/1/48

http://adsabs.harvard.edu/abs/2013ApJ...773...48B

https://doi.org/10.1088/0004-637X/752/2/98

http://adsabs.harvard.edu/abs/2012ApJ...752...98C

https://doi.org/10.1086/596581

http://adsabs.harvard.edu/abs/2009PASP..121...76C

https://doi.org/10.1086/376392

http://adsabs.harvard.edu/abs/2003PASP..115..763C

https://doi.org/10.1086/597811

http://adsabs.harvard.edu/abs/2009PASP..121..213C

http://astro.wisc.edu/sirtf/GQA-master.pdf

http://astro.wisc.edu/sirtf/GQA-master.pdf

https://doi.org/10.1086/191087

http://adsabs.harvard.edu/abs/1986ApJS...60..297C

http://adsabs.harvard.edu/abs/1986ApJS...60..297C

https://doi.org/10.1093/mnras/276.1.57

http://adsabs.harvard.edu/abs/1995MNRAS.276...57C

https://doi.org/10.1086/300337

http://adsabs.harvard.edu/abs/1998AJ....115.1693C

https://doi.org/10.1086/318388

http://adsabs.harvard.edu/abs/2001ApJ...547..792D

https://doi.org/10.1051/0004-6361/201219131

http://adsabs.harvard.edu/abs/2012A&A...546A..74D

https://doi.org/10.1086/190535

http://adsabs.harvard.edu/abs/1978ApJS...37..407D

https://doi.org/10.1088/0067-0049/220/1/11

http://adsabs.harvard.edu/abs/2015ApJS..220...11D

https://doi.org/10.1051/0004-6361/201321752

http://adsabs.harvard.edu/abs/2013A&A...558A.102E

https://doi.org/10.1088/0004-637X/692/2/973

http://adsabs.harvard.edu/abs/2009ApJ...692..973E

https://doi.org/10.1086/498678

http://adsabs.harvard.edu/abs/2006ApJ...638..293E

https://doi.org/10.1086/376697

http://adsabs.harvard.edu/abs/2003PASP..115..965E

https://doi.org/10.1088/0067-0049/181/2/321

http://adsabs.harvard.edu/abs/2009ApJS..181..321E

https://doi.org/10.1051/0004-6361:20035755

http://adsabs.harvard.edu/abs/2004A&A...426...97F

https://doi.org/10.1051/0004-6361/200913679

http://adsabs.harvard.edu/abs/2010A&A...517A..56F

http://arxiv.org/abs/1407.6003F

https://doi.org/10.1086/382999

http://adsabs.harvard.edu/abs/2004ApJ...606..271G

https://doi.org/10.1086/378978

http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...598.1038G

https://doi.org/10.1086/174763


https://doi.org/10.1088/0004-6256/149/2/64

http://adsabs.harvard.edu/abs/2015AJ....149...64G

https://doi.org/10.1088/0067-0049/184/1/18

http://adsabs.harvard.edu/abs/2009ApJS..184...18G

https://doi.org/10.1086/524722


https://doi.org/10.1088/0004-637X/739/2/84

http://adsabs.harvard.edu/abs/2011ApJ...739...84G

https://doi.org/10.1086/431472

http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ApJ...629..881H

https://doi.org/10.1146/annurev.astro.34.1.207

http://adsabs.harvard.edu/abs/1996ARA&A..34..207H

https://doi.org/10.1086/503520


https://doi.org/10.1088/0004-637X/806/2/231


https://doi.org/10.1088/0004-637X/723/2/1019

http://adsabs.harvard.edu/abs/2010ApJ...723.1019H

https://doi.org/10.1051/0004-6361/201527681

http://adsabs.harvard.edu/abs/2016A&A...588A..29H

https://doi.org/10.1088/0004-637X/699/2/1092

http://adsabs.harvard.edu/abs/2009ApJ...699.1092H

https://doi.org/10.1086/382021


https://doi.org/10.1086/500091

http://adsabs.harvard.edu/abs/2006ApJS..163..145J

https://doi.org/10.1086/305588

http://adsabs.harvard.edu/abs/1998ApJ...498..541K


http://adsabs.harvard.edu/abs/2012ARA&A..50..531K

https://doi.org/10.1086/192235

http://adsabs.harvard.edu/abs/1995ApJS..101..117K

https://doi.org/10.1086/115380

http://adsabs.harvard.edu/abs/1990AJ.....99..869K

https://doi.org/10.1088/0004-637X/723/1/457

http://adsabs.harvard.edu/abs/2010ApJ...723..457K

https://doi.org/10.1038/nature06620

http://adsabs.harvard.edu/abs/2008Natur.451.1082K

https://doi.org/10.1088/0004-6256/144/2/31

http://adsabs.harvard.edu/abs/2012AJ....144...31K

https://doi.org/10.1088/2041-8205/750/2/L44

http://adsabs.harvard.edu/abs/2012ApJ...750L..44K

https://doi.org/10.1086/191952

http://adsabs.harvard.edu/abs/1994ApJS...91..659K

http://adsabs.harvard.edu/abs/1987IAUS..115....1L

https://doi.org/10.1088/0004-637X/745/2/190

http://adsabs.harvard.edu/abs/2012ApJ...745..190L

https://doi.org/10.1088/0004-637X/724/1/687


https://doi.org/10.1088/0004-637X/778/2/133


https://doi.org/10.1086/162719



http://adsabs.harvard.edu/abs/1981MNRAS.194..809L

https://doi.org/10.1088/0004-6256/144/5/151

http://adsabs.harvard.edu/abs/2012AJ....144..151L

https://doi.org/10.1051/0004-6361/201014252

http://adsabs.harvard.edu/abs/2010A&A...517A..66L

https://doi.org/10.1086/166791

http://adsabs.harvard.edu/abs/1988ApJ...333..821M

http://adsabs.harvard.edu/abs/2008AIPC.1001..331M

http://adsabs.harvard.edu/abs/1997A&A...327..325M

https://doi.org/10.1088/0004-6256/144/6/192

http://adsabs.harvard.edu/abs/2012AJ....144..192M

https://doi.org/10.1086/523265

http://adsabs.harvard.edu/abs/2007ApJ...671.1820M

https://doi.org/10.1088/0004-637X/752/1/9

http://adsabs.harvard.edu/abs/2012ApJ...752....9M

https://doi.org/10.1088/0004-637X/781/1/33

http://adsabs.harvard.edu/abs/2014ApJ...781...33M

https://doi.org/10.1088/0004-637X/736/1/53

https://doi.org/10.1086/173402

http://adsabs.harvard.edu/abs/1993ApJ...418..414P

https://doi.org/10.1086/586883

http://adsabs.harvard.edu/abs/2008ApJ...679..481P

https://doi.org/10.1051/0004-6361/201321869

http://adsabs.harvard.edu/abs/2013A&A...559A..79R

https://doi.org/10.1007/s10509-009-0121-8

http://adsabs.harvard.edu/abs/2009Ap&SS.324..155R

https://doi.org/10.1086/422717

http://adsabs.harvard.edu/abs/2004ApJS..154...25R

https://doi.org/10.1088/0004-637X/723/1/915

http://adsabs.harvard.edu/abs/2010ApJ...723..915R

https://doi.org/10.1086/508424

http://adsabs.harvard.edu/abs/2006ApJS..167..256R

https://doi.org/10.1086/145971

http://adsabs.harvard.edu/abs/1955ApJ...121..161S

https://doi.org/10.1086/191086

http://adsabs.harvard.edu/abs/1986ApJS...60....1S

http://adsabs.harvard.edu/abs/1986ApJS...60....1S

https://doi.org/10.1088/0004-637X/813/1/25

http://adsabs.harvard.edu/abs/2015ApJ...813...25S

https://doi.org/10.1086/146614


https://doi.org/10.1086/320230


https://doi.org/10.1086/165493


https://doi.org/10.1086/338332


https://doi.org/10.1051/0004-6361/200913913

http://adsabs.harvard.edu/abs/2011A&A...533A.109T

https://doi.org/10.1051/0004-6361/200912108

http://adsabs.harvard.edu/abs/2009A&A...501..539U

https://doi.org/10.1086/498303

http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ApJ...633L.137V

https://doi.org/10.1088/0004-637X/765/2/129

http://adsabs.harvard.edu/abs/2013ApJ...765..129V

https://doi.org/10.1111/j.1365-8711.1998.02014.x

http://adsabs.harvard.edu/abs/1998MNRAS.301..640W


http://adsabs.harvard.edu/abs/1997MNRAS.291..261W

https://doi.org/10.1051/0004-6361/200811104

http://adsabs.harvard.edu/abs/2009A&A...507..369W

https://doi.org/10.1088/0004-637X/809/1/87

http://adsabs.harvard.edu/abs/2015ApJ...809...87W

https://doi.org/10.1086/167390

http://adsabs.harvard.edu/abs/1989ApJ...340..265W

https://doi.org/10.1086/499623

http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ApJ...635L.173W

https://doi.org/10.1088/0067-0049/188/2/313

http://adsabs.harvard.edu/abs/2010ApJS..188..313W

Capıtulo 3

Propiedades fısicas y ley de formacion

estelar en nubes infrarrojas oscuras

embebidas en nubes moleculares

galacticas

“La noche no avanza sola.

De la llanura arbolada tierra adentro parece brotar un derramamiento celeste,

que traza un arco monumental y va a hundirse en el opuesto horizonte del mar.”

Rıo San Juan, H. Bellinghausen.

En este capıtulo se estudian las propiedades fısicas de una muestra de nubes infrarrojas

oscuras (IRDCs) asociadas a nubes moleculares galacticas estudiadas en el capıtulo

2. Estas nubes presentan evidencia observacional de formacion estelar de alta masa.

A partir de la obtencion de parametros fısicos de las IRDCs se estudia la funcion de

masa de estos objetos, la ley de formacion estelar y la capacidad de las IRDCs para

formar estrellas masivas y posibles cumulos estelares. Otra evidencia observacional

que presentan las IRDCs y que trazan las etapas tempranas de la actividad de formacion

estelar complementan y definen el escenario de formacion estelar presente en estas.

39

3.1. Introduccion

Las nubes infrarrojas oscuras (infrared dark clouds: IRDCs) son regiones moleculares

densas y frıas que presentan temperaturas muy bajas (T < 25 K) y altas densidades

(n & 105 cm−3) (Rathborne et al., 2006; Ragan et al., 2013). Estudios recientes (Kauff-

mann & Pillai, 2010; Henshaw et al., 2014; Wang et al., 2014) sugieren que las IRDCs

son los progenitores de las estrellas de alta masa y de cumulos estelares. Estos objetos

tienen propiedades fısicas similares a las que se presentan en regiones de formacion es-

telar de alta masa (Beuther & Steinacker, 2007), por lo que resultan buenos candidatos

para estudiar las condiciones fısicas iniciales de la formacion estelar de alta masa, y en

particular la formacion de cumulos estelares.

La funcion de masa de las IRDCs

Se ha encontrado que la forma de la distribucion de masas de grumos (clumps) y nucleos

densos (cores) es similar a la IMF (Alves et al., 2007; Andre et al., 2010), lo cual su-

giere que el proceso, que fragmenta a la nube progenitora en una etapa temprana de la

formacion estelar en clumps/cores, establece la forma que tendra la funcion de masa

protoestelar, y finalmente, la funcion de masa estelar. Las IRDCs tienen propiedades

fısicas similares a las que presentan los clumps (Rathborne et al., 2006; Ragan et al.,

2013), por lo que es importante estudiar la distribucion de masa de estas.

En la literatura se han encontrado diferentes formas en las distribuciones de masa para

IRDCs y clumps embebidos en estas. Rathborne et al. (2006) reportaron, para clumps

embebidos en IRDCs, una distribucion de masa que sigue una ley de potencia con ındi-

ce α = −2.1 ± 0.4, mientras que Simon et al. (2006), usando observaciones en 13CO,

encontraron para una muestra de IRDCs una ley de potencia con ındice −1.97 ± 0.09.

Ragan et al. (2009) reportaron una doble ley de potencia, con ındices −1.76±0.05 para

masas mayores a 40 M⊙ y −0.52± 0.04 para masas menores a 40 M⊙.

Peretto & Fuller (2009) reportan una distribucion de masa de la forma log normal para

masas entre 1 M⊙ y 1000 M⊙, con una masa caracterıstica de ∼ 10 M⊙, mientras que

para masas mayores a 100 M⊙, una ley de potencia con ındice −0.85 ± 0.07 ajusta

mejor a los datos. Recientemente, Gomez Gonzalez (2012) usando observaciones a 1.2

mm, reporto una distribucion de masa para clumps en IRDCs de la forma de ley de

potencia con un ındice de −1.6, en el rango de masa de 15 M⊙< M < 3 000 M⊙.

La formacion de estrellas de alta masa en las IRDCs

Rathborne et al. (2006) y Simon et al. (2006) sugieren que las IRDCs poseen las con-

diciones fısicas para la formacion estelar de alta masa. Trabajos teoricos y observacio-

nales han concluido que se requiere un umbral en densidad a fin de formar estrellas

masivas (Krumholz & McKee, 2008; Rathborne et al., 2009). Algunos otros trabajos

40

sugieren esquemas para definir el umbral en densidad y su relacion con otros para-

metros como la masa de la nube y su radio. Kauffmann et al. (2010) sugieren que las

nubes cercanas que carecen de formacion estelar masiva (Perseus, Ophiucus, Taurus,

Pipe Nebula) cumplen con la relacion m(r) ≤ 870 M⊙ (r/pc)1.33, y sugieren este cri-

terio para probar a los posibles candidatos a cumulos estelares. Svoboda et al. (2016)

han encontrado que en general, los clumps con trazadores de formacion estelar masiva

(asociados con regiones UCHII) se encuentran mayormente asociados a las regiones

definidas por Kauffmann et al., (2010), mientras que los clumps sin formacion estelar

cumplen el criterio masa-radio descrito.

Kauffmann & Pillai (2010) estudiaron la capacidad de que IRDCs cumplan con el crite-

rio propuesto por Kauffmann et al. (2010). Ellos encontraron que un porcentaje mayor

al 50 % de la muestra de IRDCs de Rathborne et al. (2006) y de Peretto & Fuller (2009)

no cumplen con el criterio, por lo que estas no podrıan formar estrellas masivas. En el

presente capıtulo, probamos este criterio y discutimos los resultados dentro del contexto

de la formacion estelar de alta masa.

La ley de formacion estelar en IRDCs

Trabajo reciente (Rathborne et al., 2010) sugieren que la actividad de formacion estelar

entre las IRDCs se encuentra en una fase evolutiva temprana. En particular, estudios

hacia IRDCs han encontrado protoestrellas de alta masa en algunas de estas (Rathborne

et al., 2010; Beuther & Steinacker, 2007; Beuther et al., 2010). La actividad de forma-

cion estelar en las IRDCs se puede medir a traves de la obtencion de la eficiencia de

formacion estelar, de manera similar al procedimiento en el presente trabajo, capıtulo

2. En la presente seccion se hace una breve discusion de este tema.

Las IRDCs son objetos estudiados recientemente, los primeros estudios sobre sus pro-

piedades fısicas fueron hechos por Carey et al. (2000), Rathborne et al. (2006) y Simon

et al. (2006). Estudios sobre la ley de formacion estelar hacia estos objetos no han sido

reportados en la literatura. Sin embargo, en el capıtulo 2 de la presente tesis, se reporta

el estudio de la ley de formacion estelar intra-nube y de forma global en nubes molecu-

lares galacticas con formacion estelar masiva asociadas con la presencia de IRDCs.

3.1.1. Problemas abiertos en las IRDCs

Desde los primeros estudios en las IRDCs (Rathborne et al., 2006; Simon et al., 2006),

se sugirio que estas albergan actividad de formacion estelar. Algunos topicos que ac-

tualmente estan siendo explorados en estos objetos son los siguientes.

1. La funcion de masa. Debido a las similitudes entre las funciones de masa de

clumps/cores y la IMF estelar (Alves et al., 2007; Andre et al., 2010), se ha suge-

rido que la distribucion de masa se podrıa establecer en una etapa previa al pro-

ceso de la formacion estelar en la nube molecular progenitora. Trabajos previos

41

sobre la funcion de masa en IRDCs se han enfocado sobre los clumps embebidos

en estas (Gomez, 2012; Peretto & Fuller, 2010; Ragan et al., 2009; Enoch et al.,

2006). En el presente trabajo, se explora la distribucion de masa de una muestra

de IRDCs y se compara con resultados de estudios previos de clumps/cores.

2. Las IRDCs ¿son potencialmente los progenitores de estrellas de alta masa y

cumulos estelares?. En trabajos previos se ha sugerido que las IRDCs poseen

las condiciones fısicas para formar estrellas masivas y cumulos estelares. A fin

de explorar esta idea, en el presente trabajo se estudia la capacidad de las IRDCs

para formar estrellas masivas y posibles cumulos estelares.

3. ¿Como es la ley de formacion estelar para IRDCs? Este es topico sin explorar

en la literatura. En el capıtulo 2 de esta tesis se reporta el estudio de la ley de

formacion estelar hacia nubes moleculares galacticas con actividad de formacion

estelar de alta masa, las cuales estan asociadas con IRDCs. Se encuentra que

una relacion intra nube con forma de ley de potencia doble ajusta mejor a sus

datos, mientras que usando valores globales para las nubes, encuentran que las

nubes yacen entre la relacion de Kennicutt (1998) y la relacion lineal de Wu

et al. (2005). La muestra de IRDCs que se estudia en la presente seccion, es

seleccionada de la muestra de nubes moleculares estudiadas en el capıtulo citado.

3.2. Seleccion de nubes infrarrojas oscuras asociadas a

las nubes moleculares.

Rathborne et al. (2006; 2009) y Ragan et al. (2013), encuentran que las IRDCs estu-

diadas por ellos estan espacialmente asociadas con las regiones mas densas y de mayor

actividad de formacion estelar en nubes moleculares galacticas. A fin de explorar esta

idea se ha seleccionado una muestra de IRDCs asociada a nubes moleculares galacticas

con formacion estelar de alta masa, que han sido estudiadas en el capıtulo 2.

Las IRDCs han sido seleccionadas del catalogo de Peretto & Fuller (2009). En este

ultimo trabajo, se ha definido una IRDC como una estructura conectada que yace por

encima de una opacidad (τ8µm) de 0.35 (equivalente a 1 × 1022 cm−2), con un pico en

opacidad mayor que 0.7 (∼ 2 × 1022 cm−2) y un diametro angular mayor que 4′′. La

seleccion de IRDCs esta basada en la asociacion espacial de cada una de estas dentro

de la estructura fısica de las nubes moleculares, como fue definida en el capıtulo 2. La

muestra contiene 131 IRDCs a distancias entre 1.0 y 5.4 kpc. Una parte de estas es indi-

cada en la Tabla 3.1 para guiar al lector y su lista completa es mostrada en el Apendice

A.

En la Figura 3.1 se muestra para una nube molecular (MC78) la distribucion espacial de

IRDCs. En esta Figura se muestra la imagen en la banda 8 µm de Spitzer, en donde se

han superpuesto contornos de densidad columnar trazados por la emision del gas mo-

42

MC78 (IRAS 18223-1243)

5.36 pc

2221

20

1918

17

16

15

14

13

12

11

10

9

8

7

6

54

3

2

1

Figura 3.1: Distribucion de las IRDCs y la estructura molecular trazada por el 13CO en la nube

MC78. Imagen en la banda de 8µm Spitzer con los contornos en densidad columnar trazados por

el 13CO sobrepuestos en color verde. Los contornos comienzan en el valor de NH2= 1021 cm−2

y aumentan en un factor de 5.0 × 1021 cm−2. Los contornos internos muestran las regiones

moleculares mas densas, las cuales estan asociadas espacialmente con las IRDCs, trazadas por

las elipses amarillas. La posicion de la fuente IRAS 18223-1243 es indicada por la cruz roja. La

escala fısica de 5.36 pc corresponde a una escala angular de 5 minutos de arco.

lecular 13CO(J=1-0) (Galactic Ring Survey Database, ver seccion 2.1; Jackson et al.,

2006). Los contornos comienzan en NH2= 1021 cm−2 y aumentan en 5.0 × 1021 cm−2

en cada contorno interno. Los contornos mas internos muestran las regiones de alta

densidad columnar. En la figura se pueden apreciar algunas IRDCs (IRDC1, 2, 7, 8,

9, 11, 13, etc.) asociadas a estos contornos de alta densidad, las cuales son trazadas

con las elipses amarillas. Las elipses son graficadas en la imagen usando los valores

de un eje mayor angular y eje menor angular dados en el catalogo de Peretto & Fuller

(2009). Estas IRDCs son enlistadas en la Tabla 3.1, en donde se muestran algunas de

43

sus caracterısticas observacionales (Tomadas del catalogo de Peretto & Fuller, 2009).

En esta region tambien se puede apreciar la actividad de formacion estelar evidenciada

por la intensa emision en 8 µm asociada a la IRDC11 y la fuente IRAS cuya posicion

es marcada con la cruz roja.

Tabla 3.1: Muestra de IRDCs asociadas a la muestra de nubes mole-

culares.

ID Longal Latgal a b θ τ8[ deg ] [ deg ] [ '' ] [ '' ] [ ]

(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7)

MC78-IRDC1 18.6810 −0.0510 87.1 23.8 20 0.60

MC78-IRDC2 18.6240 −0.0700 361.5 70.3 22 0.71

MC78-IRDC3 18.6890 −0.0930 55.5 24.9 23 0.51

MC78-IRDC4 18.6410 −0.1140 12.0 5.9 52 0.42

MC78-IRDC5 18.7020 −0.1000 25.5 19.3 60 0.46

MC78-IRDC6 18.6970 0.0030 28.5 26.0 −35 0.46

MC78-IRDC7 18.6320 −0.1360 27.7 5.3 75 0.45

MC78-IRDC8 18.7460 −0.0120 32.9 14.9 67 0.58

MC78-IRDC9 18.7620 −0.0290 66.9 18.7 46 0.57

MC78-IRDC10 18.7900 −0.0250 30.5 20.9 26 0.70

. . . . . . . . . . . . . . . . . .

Note. Esta tabla se encuentra en forma completa en el Apendice A. Se

muestra una parte de la misma para orientar al lector de la presente sec-

cion. Breve explicacion de las columnas: (1) Identificador de la IRDC; (2-3)

coordenadas galacticas del centroide de la IRDC; (4-5) eje mayor (a) y eje

menor (b) de la elipse circundante a la IRDC, (6) angulo de orientacion de la

elipse y (7) opacidad (promedio) en la banda Spitzer 8 µm medida en cada

IRDC. La informacion mostrada en esta tabla fue tomada del catalogo de

Peretto & Fuller (2009).

Una gran cantidad de prominentes IRDCs se encuentran asociadas a las regiones mas

densas de las MCs de la muestra de estudio (Ver Apendice A). Ademas de presentar

fuentes IR brillantes asociadas, se encuentra que las IRDCs presentan una serie de fe-

nomenologıa observacional asociada espacialmente al proceso de formacion estelar de

alta masa, como lo es la presencia de EGOs, outflows, infalls, emision maser, etc. Es-

ta fenomenologıa es discutida en la seccion §3.6.1 y resumida en la Tabla 3.5. En la

seccion §3.6.2 se hace una breve discusion de la fenomenologıa de formacion estelar

asociada a cada una de las nubes moleculares de estudio.

44

3.3. Propiedades fısicas de las nubes infrarrojas oscu-

ras asociadas a las nubes moleculares.

3.3.1. Distribucion de densidad y masa de las IRDCs

A fin de obtener la masa de cada IRDC, calculamos la densidad superficial promedio

(Σ) y el tamano fısico de las IRDCs. Estos parametros son obtenidos a partir de la opa-

cidad en la banda Spitzer 8 µm (τ8) y de los tamanos aparentes de las IRDCs, obtenidos

del catalogo de Peretto & Fuller (2009). Para calcular la densidad superficial en cada

nube se ha usado la expresion (Butler & Tan, 2012),

[ Σ

g cm−2

]

= 0.13× τ8. (3.1)

Para obtener Σ en unidades de M⊙ pc−2, se usa la equivalencia 1 g cm−2 = 4790

M⊙ pc−2 (Tan et al., 2014). La distribucion de la densidad superficial para la mues-

tra de IRDCs, es mostrada en la Figura 3.2, en donde el histograma izquierdo es para

la densidad superficial en unidades de g cm−2, mientras que el histograma de la de-

recha es para las unidades M⊙ pc−2. Los valores de las medianas son 0.06 g cm−2 y

300 M⊙ pc−2, respectivamente. Estos valores son similares a los que se reportan en

clumps densos galacticos con y sin formacion estelar de alta masa (Schisano et al.,

2014; Ragan et al., 2013; Rathborne et al., 2009).

Figura 3.2: Distribucion de la densidad superficial de las IRDCs. (Izquierda) Histograma dado

en unidades de g cm−2 y (derecha) en unidades de M⊙ pc−2. Los valores de la mediana son

mostrados en la parte superior de cada figura y trazados con la lınea a trazos. Las barras de error

corresponden a los errores estadısticos de conteo en cada bin (√N ).

45

Figura 3.3: Distribucion de masa y area de las IRDCs. (Izquierda) Histograma de la distribucion

de masas de las IRDCs. Una funcion log normal (lınea a trazos) con masa caracterıstica de

125 M⊙ (valor de la mediana; lınea vertical punteada) es la que mejor ajusta al rango de baja

masa, mientras que para el rango de alta masa una ley de potencia (lınea solida) con ındice

∼ −2.0 es la que mejor ajusta. La lınea vertical a trazos muestra la completez de la muestra. El

histograma de area de las IRDCs (derecha) parece ser consistente con una funcion log normal

(lınea a trazos). Las barras de error corresponden a los errores estadısticos de conteo en cada

bin (√N ).

Para el calculo de la masa de cada una de las IRDCs, se uso la expresion: M = area×Σ,

en donde el area de cada IRDC se ha obtenido a partir del tamano aparente (en arcmin)

de cada IRDC (Tabla 3.1) y con la distancia a cada una de las nubes (ver Tabla 1,

Capıtulo 1). Con este valor de area se puede estimar el radio efectivo (Reff) de cada

IRDC mediante la expresion, Reff =√

area/π. Los valores de Σ, area,Reff entre otros

parametros fısicos, son dados en la Tabla 3.2.

La distribucion de masa de las IRDCs se muestra en la Figura 3.3 (izquierda), mientras

que la distribucion de area se muestra en la Figura 3.3 (derecha). Para el rango de masa

de 3 M⊙a 400 M⊙, la distribucion de masa sigue una funcion log normal

∆N

∆log m∝ exp

−(log m− log mc)2

2 σ2, (3.2)

donde m es la masa de la IRDC, mc es la masa caracterıstica, la cual se toma como el

valor de la mediana de la muestra de IRDCs (125 M⊙). En esta distribucion se usa valor

de la dispersion de 1.25 (σ) y N es el numero de objetos en cada bin. Para el rango de

400 M⊙ a 10 000 M⊙ hay un exceso sobre la funcion log normal, con lo cual se hizo

un ajuste con una regresion lineal pesada por errores y se determino una distribucion

de una ley de potencia:

46

∆N

∆log m∝ mα, (3.3)

con ındice α ∼ −2.0. Este ındice es consistente con los valores de −2.1, −1.97 y −1.8

reportados para clumps embebidos en IRDCs por Rathborne et al. (2006), Simon et al.

(2006) y Ragan et al. (2009). La forma log normal mas ley de potencia, se ha encon-

trado en otras regiones de formacion estelar para cores pre-estelares y proto-estelares

(Konyves et al., 2010; Andre et al., 2010) y en cumulos estelares jovenes (ver revision

de Bastian et al. (2010), §2.3.2).

A fin de obtener la densidad superficial de la tasa de formacion estelar (ΣSFR) en cada

una de las IRDCs, se reviso la asociacion espacial de la posicion de los YSOs con

respecto a la elipse asociada a cada IRDC en cada una de las nubes moleculares. Las

posiciones de los YSOs fueron obtenidas del capıtulo 2. De la muestra de los YSOs

asociados a cada IRDC, se obtiene la masa de la componente estelar y con el area fısica

encerrada por la elipse, se obtiene la ΣSFR. Para las IRDCs sin YSOs asociados, se les ha

asignado un YSO de masa 0.5 M⊙ a fin de obtener un valor lımite inferior. Los valores

obtenidos para ΣSFR son mostrados en la columna 6 de la Tabla 3.2.

Tabla 3.2: Propiedades fısicas de las IRDCs.

ID Reff MIRDC Σ Σ ΣSFR

[pc] [M⊙] [M⊙ pc−2] [g cm−2] [M⊙ Myr−1 pc−2]

(1) (2) (3) (4) (5) (6)

MC78-IRDC1 0.81 794 383 0.08 1.69

MC78-IRDC2 2.84 11514 453 0.09 1.40

MC78-IRDC3 0.66 450 326 0.07 0.18

MC78-IRDC4 0.15 19 268 0.06 3.52

MC78-IRDC5 0.39 144 294 0.06 0.49

MC78-IRDC6 0.48 218 294 0.06 0.32

MC78-IRDC7 0.21 42 287 0.06 1.64

MC78-IRDC8 0.39 181 370 0.08 0.39

MC78-IRDC9 0.63 455 364 0.08 0.60

MC78-IRDC10 0.45 285 447 0.09 5.10

. . . . . . . . . . . . . . . . . .

Nota. Esta tabla se encuentra en forma completa en el Apendice A. Se muestra una

parte de la misma para orientar al lector de la presente seccion.

47

3.3.2. Las IRDCs como progenitoras de estrellas masivas y de cumu-

los estelares

El proceso en el cual un cumulo de clumps pre-estelar evoluciona hacia un proto cumu-

lo y posteriormente a un cumulo estelar, depende de las propiedades fısicas de los

clumps. La formacion estelar requiere que una alta concentracion de masa sea con-

tenida en un volumen relativamente pequeno. Trabajos previos (Beuther et al. 2007;

Kauffmann et al., 2010; Svoboda et al. 2016) han sugerido esquemas para estudiar las

condiciones fısicas en las regiones de formacion estelar, que son propicias para pro-

ducir formacion estelar de alta masa y cumulos estelares. Kauffmann et al. (2010) en-

contraron que las regiones galacticas con formacion estelar de baja masa cumplen que

m(r) ≤ 870 M⊙ (r/pc)1.33, para 0.1 pc < r < 10 pc. Lo anterior se ha verificado para

Orion, region activa que esta formando estrellas de alta masa (Hillenbrand, 1997) y que

no cumple la desigualdad anterior (Kauffmann & Pillai, 2010). Para fines practicos del

presente capıtulo, se define el criterio anterior como,

m ≥ 870 M⊙ (r/pc)1.33, (3.4)

y de aquı en adelante, nos referimos a esta definicion como criterio masa-radio de re-

giones que forman estrellas de alta masa y posibles cumulos estelares. Kauffmann et

al. (2010) establecen otra relacion masa-radio para fragmentos masivos en nubes mo-

leculares, la cual tiene exponente 1.7, es decir m ≥ 400 M⊙ (r/pc)1.7, para 1 pc <r < 4 pc. Dado que los valores de Reff de nuestra muestra es consistente con los de la

ecuacion 3.5, usamos este criterio para probarlo en la muestra de IRDCs del presente

estudio.

Un esquema usual para explorar los posibles candidatos a progenitores de cumulos

estelares es el diagrama masa-radio (MR; Kauffmann et al. (2010); Kauffmann & Pillai,

2010; Tan, 2014). El diagrama MR para las IRDCs del presente estudio se muestra en

la Figura 3.4 con los cırculos llenos. En esta figura, el criterio de Kauffmann et al.

(2010) con la lınea punteada. La masa de cada una de las IRDCs fue obtenida en la

seccion 3.3.1, mientras que el radio efectivo (Reff) es obtenido a partir del area de cada

IRDC. Aproximadamente el 37 % de las IRDCs no muestra asociacion con YSOs, con

lo cual se les asigno un YSO de masa 0.5 M⊙ para calcular un valor lımite inferior. Estas

IRDCs con valor lımite inferior son graficadas en el diagrama masa-radio con cırculos

verdes. Se realizo un ajuste a las IRDCs y se encontro que una relacion cuadratica de

la forma M = A0πR2eff , es consistente con los datos. En esta relacion, la constante de

proporcionalidad A0 tiene un valor ∼ 300 M⊙ pc−2, el cual es consistente con el valor

de la mediana de Σ de la muestra de las IRDCs. Una discusion de los resultados es

mostrada en la Seccion 3.4.

48

Figura 3.4: Distribucion de la masa de las IRDCs en funcion de su radio efectivo (Reff ). Los

puntos negros corresponden a las IRDCs con YSOs embebidos en estas, mientras que las IRDCs

sin YSOs son graficados con los puntos verdes. Tambien se muestra el criterio masa-radio de

Kauffmann et al. (2010) con la lınea punteada y el area rayada. El error promedio en los datos

es mostrado en la parte superior derecha.

3.3.3. Ley de formacion estelar y eficiencia de formacion estelar en

las IRDCs

La actividad de formacion estelar presente en la muestra de IRDCs puede ser medida

a traves de la eficiencia de formacion estelar (SFE) y la relacion de formacion estelar

(diagrama ΣSFR-Σgas). Para la muestra de IRDCs, la eficiencia de formacion estelar es

obtenida usando la siguiente expresion: SFE = Mstar/(Mstar+MIRDC), donde Mstar es

49

la masa de los YSOs embebidos en las IRDCs y MIRDC es la masa de la IRDC obtenida

en la Seccion 3.3.1. La masa total de los YSOs fue obtenida a partir de la identificacion

de los YSOs asociados a cada IRDC y la masa de cada YSO es calculada en el capıtulo

2. La distribucion de la SFE (en unidades de %) para todas las nubes es mostrada en

la Figura 3.5 con el histograma solido, mientras que el histograma en lınea punteada

muestra la distribucion de las IRDCs con valor lımite inferior. El rango de valores de

la SFE se encuentra entre 0.1 % y 30 %, con un valor de la mediana de ∼1 %, el cual

es similar al de las IRDCs con valor lımite inferior. Valores de SFE similares han sido

reportados en otras regiones de formacion estelar. Megeath et al. (2012) encontraron en

Orion B y Orion A, 0.6 % y 2 %, respectivamente. En el capıtulo 2 se reportan 12 re-

giones de formacion estelar de alta masa, valores de SFE en un rango de 0.5 % a 2.7 %.

En este mismo capıtulo se sugieren que estos bajos valores de SFE pueden ser debido

a una etapa evolutiva temprana de las regiones, lo cual es consistente con resultados de

Devine et al. (2011), quienes encontraron que las IRDCs de su estudio estaban asocia-

das con trazadores de formacion estelar de una etapa temprana.

Figura 3.5: Distribucion de la eficiencia de formacion estelar en las IRDCs. El histograma con

lınea solida muestra el total de las IRDCs, con un valor de la mediana de ∼ 1%, mientras que

el histograma con lınea punteada es para las IRDCs sin YSOs asociados (ver Seccion 3.3.3 para

detalles).

Para estudiar la distribucion de la tasa de formacion estelar en funcion de la densidad

superficial de gas o ley de formacion estelar en las IRDCs, primero se obtiene la densi-

dad superficial de la tasa de formacion estelar (ΣSFR) usando la masa “estelar” (Mstar)

en las IRDCs, mediante conteo de YSOs proyectados dentro de la IRDC. El area usada

50

en el calculo de ΣSFR es tomada de la Seccion 3.3.1. Para obtener la densidad super-

ficial de gas (Σgas) en las IRDCs, se ha usado la masa y area de cada una de estas,

obtenida en la Seccion 3.3.1. Los valores de ΣSFR y Σgas de las IRDCs son mostra-

dos en la Figura 3.6. En esta figura, los cırculos negros muestran la distribucion de las

IRDCs con YSOs embebidos, mientras que los cırculos verdes marcan la posicion de

las nubes sin YSOs. Para las nubes que no tienen asociado un YSO, les fue asignado

un objeto de 0.5 M⊙ a fin de obtener un valor lımite inferior en ΣSFR. El 92 % de las

IRDCs tienen valores de Σgas entre 250 y 400 M⊙ pc−2 (valores marcados en la Figura

3.6 con lıneas verticales punteadas), con un valor de la mediana de ∼ 300 M⊙, lo cual

es un rango dinamico corto en Σgas. Los valores en ΣSFR se encuentran en un rango

de 4 ordenes de magnitud, desde ∼ 10−2 hasta 102 M⊙ Myr−1 pc−2. La distribucion

de las IRDCs muestra que entre estas no existe una relacion, lo cual es consistente con

los resultados de Lada et al. (2013). Los resultados encontrados para las IRDCs pueden

ser interpretados como consecuencia de una relacion masa-radio presente en las nubes,

como se encontro en la seccion 3.3.2. Para comparacion, se muestra la relacion lineal

encontrada por Wu et al. (2010) trazada por la lınea punteada y la relacion de ley de

potencia (con ındice 1.4) reportada por Kennicutt (1998; lınea solida). Con respecto a

estudios previos en la Galaxia, en la seccion 3.4 se presenta una discusion.

3.4. Discusion

3.4.1. Las IRDCs como sitios de formacion de estrellas masivas y

cumulos estelares

Las estrellas masivas y cumulos estelares requieren de ambientes altamente densos y

compactos para formarse (Krumholz & McKee, 2008; Lopez-Sepulcre et al., 2010).

Trabajos recientes (Kauffmann et al., 2010; Svoboda et al., 2016) han mostrado la ca-

pacidad de los clumps e IRDCs para formar estrellas de alta masa y posibles cumulos

estelares. A fin de explorar el potencial para formar estrellas masivas en las IRDCs de

la muestra de estudio, se ha seguido el criterio propuesto por Kauffmann et al. (2010).

Estos autores concluyen que existe un lımite en la relacion masa-radio (MR) (ver parra-

fo 1, seccion 3.3.2) para las nubes moleculares que no tienen formacion estelar masiva.

Kauffmann & Pillai (2010) aplicaron este criterio en la muestra de IRDCs de Peretto &

Fuller (2009) y encontraron que un porcentaje bajo (20 % – 30 %) de IRDCs satisface

el criterio MR de Kauffmann et al. (2010). Este porcentaje puede ser mayor, debido a

la carencia de distancias conocidas a las IRDCs.

El criterio MR de Kauffman et al., se ha aplicado a la muestra de IRDCs. En la Figu-

ra 3.7 se muestra este criterio con la lınea punteada y area sombreada. En esta, tambien

se ha trazado el criterio teorico de Krumholz & McKee (2008) para la formacion es-

telar de alta masa y el valor de Heiderman et al. (2010) para nubes galacticas que son

dominadas por formacion estelar de baja masa (lıneas a trazos). Adicionalmente, se

51

Figura 3.6: Distribucion de ΣSFR en funcion de Σgas en las IRDCs. Los datos de las IRDCs

son mostrados con los cırculos negros y los cırculos verdes. Las relaciones extragalacticas para

este diagrama son trazadas con la lınea solida (Kennicutt, 1998) y lınea punteada (Wu et al.,

2005). La barra de error promedio de los datos es graficada en la parte superior derecha. Las

lıneas verticales punteadas muestran el rango en Σgas en el que se encuentran el 92 % de las

IRDCs (Ver texto para detalles).

ha delimitado con lıneas solidas la region del diagrama en que se esperan encontrar

a los cumulos estelares masivos (Bressert et al., 2012). Para la muestra de IRDCs, se

encuentra que alrededor del 40 % satisface el criterio de Kauffman et al. (2010), siendo

la mayor parte de estas (∼66 %), IRDCs con formacion estelar activa trazada por la

presencia de YSOs en una etapa temprana de su evolucion. Es de notar, que 25 IRDCs

tienen masas mayores a 1 000 M⊙, donde una de estas se encuentra ubicada en la region

52

de los cumulos estelares masivos. Suponiendo que esta IRDC termine con una eficien-

cia de formacion estelar del 10−30 %, se encontrara aun en la region de los cumulos

masivos. Por lo que esta nube es candidata a seguir en estudios de formacion de cumu-

los masivos. En la seccion 3.4.3 es retomada la discusion de estas IRDCs.

3.4.2. Analisis de la ley de formacion estelar en las IRDCs

En la seccion §3.3.3 se estudio la distribucion de ΣSFR en funcion de Σgas para las

IRDCs, tambien llamada ley de formacion estelar o ley de Schmidt. Se encontro que

las IRDCs no muestran una correlacion en este diagrama comparado con las relaciones

extragalacticas de Kennicutt (1998) y Wu et al. (2005) (trazadas con las lıneas solida y

a trazos, respectivamente, en la Figura 3.8). Sin embargo, los valores de Σgas y ΣSFR

de las IRDCs son similares a las de nubes moleculares con formacion estelar masiva

estudiadas por en el capıtulo 2, excepto por los valores extremos en ΣSFR. En la Fi-

gura 3.8 se muestra la distribucion de las IRDCs comparado con estudios previos en

regiones galacticas. Se encuentra que las IRDCs tienen valores similares en Σgas a los

valores bajos de clumps densos que forman estrellas masivas (Heyer et al., 2016; Wu et

al., 2010), mientras que sus valores de ΣSFR (en particular los valores de las IRDCs con

YSOs) son similares a los de los clumps. Con respecto a las regiones de formacion es-

telar de baja masa (Heiderman et al., 2010), las IRDCs tienen valores mayores en Σgas

en un factor 4, pero con valores similares en ΣSFR, excepto por los valores extremos.

Una caracterıstica de la distribucion de las IRDCs en este diagrama, es que se encuen-

tran agrupadas alrededor de 300 M⊙ pc−2, el cual es igual al valor de la mediana en

la distribucion de densidad superficial (Ver Figura 3.2). En el trabajo de Lada et al.

(2013), se encontro un comportamiento similar y ellos concluyeron que esto se debıa a

la relacion masa-radio presente en las nubes. En el caso de las IRDCs, esta agrupacion

es debida al rango estrecho en valores de Σ que se ha usado para obtener las masas en

la seccion 3.3.1 (ver Figura 3.2) y a que se ha obtenido la masa a traves del area de la

IRDC. La forma que tiene la distribucion de area de las IRDCs (Figura 3.3, derecha),

confirma la validez del argumento previo.

3.4.3. Propiedades fısicas de las IRDCs masivas

En las figuras 3.9 y 3.10 se muestran la relacion masa-radio y relacion de formacion

estelar, respectivamente, para las IRDCs que satisfacen el criterio de potenciales pro-

genitores de estrellas de alta masa y de cumulos estelares propuesto por Kauffmann et

al. (2010). Los valores de ΣSFR son bajos en estas IRDCs comparado con el total de

la muestra, en consistencia con la idea de que estas IRDCs se encuentran en una etapa

temprana de la formacion estelar, con una tasa de formacion estelar baja. De las IRDCs

que satisfacen el criterio propuesto por Kauffmann et al. (2010), 25 tienen masas ma-

yores a 1 000 M⊙. Estas IRDCs son excelentes candidatos a seguir para estudiar las

53

Figura 3.7: Distribucion de masa de las IRDCs en funcion de su radio efectivo (Reff ). Con di-

ferentes lıneas se muestran los criterios para la formacion estelar masiva en previos estudios: las

lıneas a trazos muestran el criterio de Krumholz & McKee (2008), para la formacion de estre-

llas masivas, mientras que Heiderman et al. (2010) sugieren un valor umbral de 129 M⊙ pc−2

para la formacion estelar. La lınea punteada y area rayada muestra el criterio de Kauffmann et

al. (2010). La lınea solida muestra la region del diagrama en donde se espera encontrar a los

cumulos estelares masivos (Bressert et al., 2012). El error promedio en los datos es mostrado

en la parte superior derecha.

condiciones fısicas iniciales de posibles proto cumulos estelares. Las propiedades fısi-

cas de 6 de estas IRDCs se encuentran enlistadas en la Tabla 3.3, mientras que la tabla

completa es mostrada en el apendice A. Los altos valores de masa y por ende Σgas,

proviene del hecho que tienen areas grandes y altos valores de la opacidad.

54

Figura 3.8: Comparacion de la relacion ΣSFR - Σgas en las IRDCs con respecto a otros estudios

en regiones galacticas. Los datos de las IRDCs son mostrados con los cırculos. Los datos de

estudios previos son mostrados con cuadrados para nubes cercanas (Heiderman et al., 2010),

cruces y rombos para clumps densos (Heyer et al., 2016; Wu et al., 2010) y estrellas rojas

para nubes moleculares con formacion estelar de alta masa (Retes-Romero et al., 2017). Las

relaciones extragalacticas son trazadas con las lıneas solida (Kennicutt 1998) y punteada (Wu

et al., 2005). La barra de error promedio es graficada en la parte superior derecha.

La IRDC mas masiva de la muestra, MC21-IRDC11, se encuentra en la region derecha-

abajo de la distribucion de IRDCs en la Figura 3.10, con un valor de ΣSFR bajo. Esta

misma IRDC se muestra en las Figuras 3.11 y 3.12. En estas imagenes Spitzer RGB,

la emision en 8 µm es trazada por el color verde, mientras que el color rojo traza las

55

Tabla 3.3: Propiedades fısicas de las IRDCs con masas mayores a 1 000 M⊙.

ID τ8 Reff MIRDC Σ Σgas ΣSFR

[pc] [M⊙] [g cm−2] [M⊙ pc−2] [M⊙ Myr−1 pc−2]

(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7)

MC9-IRDC3 0.57 4.2 19 498 0.08 363 0.72

MC9-IRDC4 0.55 3.1 10 715 0.07 355 0.98

MC12-IRDC2 0.48 3.6 12 589 0.06 309 0.02

MC21-IRDC3 0.76 2.9 12 883 0.10 490 0.52

MC21-IRDC11 1.29 6.2 97 724 0.17 832 0.04

MC78-IRDC2 0.71 2.8 11 482 0.09 457 1.38

. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

Esta tabla se encuentra en forma completa en el apendice A.

fuentes en 24 µm, denotando las fuentes protoestelares en la region. En la Figura 3.12

se muestra un acercamiento a la IRDC MC21-IRDC11 (elipse etiquetada con el numero

11), en la cual se nota el alto constraste entre absorcion y emision asociado a la IRDC, y

las fuentes proto estelares. Debido a que esta IRDC se encuentra en el borde de la nube

molecular trazada por el gas molecular 13CO (contornos en color blanco en la figura),

es posible que se trate de una etapa de formacion estelar masiva reciente, evidenciada

por la intensa emision de la banda de 8 µm. Esta intensa emision reduce el contraste de

las regiones de absorcion y por ende afecta el calculo de la opacidad en la banda 8 µm.

De las IRDCs estudiadas, las que se encuentran embebidas en tres nubes moleculares

(MC76, MC78 y MC80) tienen las caracterısticas del proceso de formacion estelar

en una etapa evolutiva temprana, como se discute en la secciones §3.3.3 y §3.6. En

el siguiente capıtulo, se estudia la poblacion estelar joven embebida en las IRDCs de

una de estas nubes (MC76), a fin de caracterizar la formacion estelar en las IRDCs y

describir el escenario de formacion estelar en estas.

56

Figura 3.9: Distribucion de masa de las IRDCs con M>1 000 M⊙ en funcion de su radio

efectivo. Los datos de las IRDCs que satisfacen el criterio MR de regiones que forman estrellas

de alta masa son mostradas con los cırculos llenos, mientras que los cırculos vacıos muestran las

IRDCs que no cumplen el criterio. Los detalles de la figura son los mismos que en la Figura 3.7.

57

Figura 3.10: Distribucion de ΣSFR en funcion de Σgas para las IRDCs que satisfacen el criterio

de Kauffmann et al. (2010). Los datos de las IRDCs que satisfacen este criterio son mostradas

con los cırculos llenos, mientras que los cırculos vacıos muestran las IRDCs que no cumplen el

criterio. Los detalles de la figura son los mismos que en la Figura 3.8.

58

(IRAS 19074+0752)

MC21

5.65 pcC1

15

14

13

12

11

109

8

7

6

5

4

3

2

1

Figura 3.11: Distribucion espacial de IRDCs en la nube MC21. Imagen Spitzer RGB (24µm,

8µm & 3.6µm) de la region asociada con la nube MC21. Sobrepuestos se encuentran los con-

tornos en densidad columnar. La posicion espacial de las IRDCs es mostrada con las elipses,

mientras que la posicion de la fuente IRAS es dada con la cruz. La escala fısica de 5.65 pc

representa 5 minutos de arco.

15

14

13

12

11

109

8

7

6

5

4

3

2

1

Figura 3.12: Acercamiento a la IRDC 11 en la nube MC21. Los detalles son los mismos que

en la Figura 3.11.

59

MC78 (IRAS 18223-1243)

5.36 pc

C1

27

26

25

24

22

21

20

19

1715

14

13

12

11

109

8

7

6

5

4

3

2

1

Figura 3.13: Distribucion espacial de IRDCs en la nube MC78. Imagen Spitzer RGB de la

region asociada con la nube MC78. Sobrepuestos se encuentran los contornos en densidad co-

lumnar. La posicion espacial de las IRDCs es mostrada con las elipses, mientras que la posicion

de la fuente IRAS es dada con la cruz. La escala fısica de 5.36 pc representa 5 minutos de arco.

5.36 pc

C1

14

13

12

11

7

5

4

3

2

1

Figura 3.14: Acercamiento a la IRDC 2 en la nube MC78. Los detalles son los mismos que en

la Figura 3.13.

60

MC76 (IRAS 18236-1205)

5’=3.5pc

25

24

23

22

21

20

19

18

17

16

1514

13

12

11

109

8

7

65

4

3

2

1

Figura 3.15: Distribucion espacial de IRDCs en la nube MC76. Imagen Spitzer RGB de la

region asociada con la nube MC76. Sobrepuestos se encuentran los contornos en densidad co-

lumnar. La posicion espacial de las IRDCs es mostrada con las elipses, mientras que la posicion

de la fuente IRAS es dada con la cruz. La escala fısica de 3.5 pc representa 5 minutos de arco.

MC76 IRDC G19.30+0.07

2’=1.4pc

25

22

19

15

14

13

12

11

10

9

Figura 3.16: Acercamiento a la IRDCs en la nube MC76. Los detalles son los mismos que en

la Figura 3.15.

61

3.5. Emision de polvo frıo hacia las IRDCs en las nubes

moleculares

La emision del continuo a longitudes de onda del submilimetrico (submm) y milimetri-

co (mm) debido al polvo frıo traza directamente las estructuras mas densas y frıas en

las nubes moleculares. Hacia estas regiones, la opacidad del polvo se decrementa con

el incremento de la longitud de onda (κ(ν) ∝ νβ, β ∼ 1− 2), de modo que la emision

a longitudes de onda largas (submm/mm) puede trazar altas densidades columnares y

proveer una estimacion independiente de la masa de las estructuras densas embebidas

en la nube molecular (Hildebrand, 1983; Evans, 1999). Es por esto que la emision en

el submm/mm es considerada una buena herramienta en la caracterizacion fısica de las

fases tempranas de regiones de formacion estelar. En los trabajos de Faundez et al.

(2004); Urquhart et al. (2009); Johnston et al. (2009); Rivera-Ingraham et al. (2010)

reportan observaciones en el continuo milimetrico y en NH3, respectivamente, hacia la

posicion de IRDCs de la muestra de estudio. En estos trabajos, se identificaron clumps

masivos y densos asociados con intensa formacion estelar. Ademas, se estudiaron las

propiedades fısicas de la muestra de clumps y se encontro que estos objetos tienen

las condiciones fısicas para formar estrellas masivas, en similitud a otras regiones de

formacion estelar con clumps asociados a IRDCs con caracterısticas fısicas similares

(Beuther et al., 2010, 2011).

Con el advenimiento de los surveys multifrecuencia es posible obtener observaciones

homogeneas del plano galactico y estudiar una muestra amplia de regiones galacticas

de formacion estelar en similares condiciones fısicas. En particular, para este fın se ha

usado datos de la emision del continuo de polvo frıo a 1.1 mm del BoloCam Plane

Galactic Survey1 (Aguirre et al., 2011; Ginsburg et al., 2013) hecho con el telesco-

pio CSO. Para ello, se han obtenido la posicion y otros parametros de los clumps en

la muestra de las nubes moleculares del presente estudio. La posicion de uno de estos

clumps esta graficada en la Figura 3.15 con la elipse roja para el caso de la nube MC78.

La distribucion de las IRDCs (elipses amarillas) y de los clumps (elipses rojas) mues-

tran que las regiones de mayor densidad columnar en la nube molecular (contornos

verdes), son parte de una estructura de alta densidad a lo largo de la nube molecular, la

cual es trazada por los contornos en densidad columnar con NH2& 1022cm−2.

La asociacion de un clump denso con la posicion de IRDCs, los YSOs y las estructuras

de alta densidad columnar, trazadas por el 13CO, muestran que las regiones mas densas

en las nubes del presente estudio, muestran intensa formacion estelar de alta masa. Lo

anterior se vera reforzado usando otros trazadores de formacion estelar masiva hacia

las nubes moleculares en la siguiente seccion (§2.4.1).

1 https://irsa.ipac.caltech.edu/data/BOLOCAM GPS/

62

C1

2221

20

1918

17

16

15

14

13

12

10

9

8

7

6

54

3

2

1

MC78 (IRAS 18223-1243)

5.36 pc

2221

20

1918

17

16

15

14

13

12

11

10

9

8

7

6

54

3

2

1

Figura 3.17: Distribucion espacial de las IRDCs y los clumps densos en la nube MC78. Imagen

en la banda de 8 µm Spitzer en donde se han sobrepuesto con contornos verdes la densidad

columnar trazada por el 13CO y con elipses amarillas la distribucion espacial de las IRDCs.

Los contornos comienzan en el valor de NH2= 1021 cm−2 y aumentan en un factor de 5.0 ×

1021 cm−2. La posicion de los clumps densos son mostrados con las elipses rojas. La posicion

de fuente IRAS 18223-1243 es indicada por la cruz roja. La escala fısica de 5.36 pc corresponde

a una escala angular de 5 minutos de arco.

3.6. Condiciones fısicas y etapas evolutivas de forma-

cion estelar hacia las IRDCs en las nubes molecula-

res

La descripcion completa del proceso fısico de la formacion estelar de alta masa y de

sus etapas evolutivas, es una de las metas de los actuales trabajos de investigacion en

el campo de la formacion estelar (Beuther et al., 2010; Rathborne et al., 2006; Rygl

et al., 2010). Un intento por llevar a cabo tal proposito en las nubes moleculares del

presente estudio es presentado en esta seccion. Para ello, se presenta una discusion de

la fenomenologıa asociada a la formacion estelar de alta masa en cada una de las nubes

63

moleculares. Tal fenomenologıa incluye la localizacion de la regiones con alta densidad

(clumps y cores densos y masivos), la localizacion de las IRDCs en las nubes, la compa-

racion de los valores de la densidad y temperatura crıtica de las nubes, comparada con

otras regiones galacticas de formacion estelar de alta masa, y finalmente la presencia

de trazadores de formacion estelar, como lo son los EGOs, outflows y emision maser.

3.6.1. Propiedades fısicas de clumps asociados a las IRDCs y nubes

moleculares

En los recientes trabajos de McKee & Ostriker (2007); Krumholz & McKee (2008);

Rivera-Ingraham et al. (2013), se ha planteado que la presencia de alta densidad es un

requisito fundamental para las condiciones iniciales del proceso de formacion de estre-

llas masivas. La anterior condicion se puede evaluar usando el parametro de densidad

superficial de masa Σ (Σ ≡ MC/(πR2); Tan et al. (2014)), o bien la densidad columnar

del gas molecular (por ejemplo, NH2; Rivera-Ingraham et al. (2013)) como parametro

para medir la densidad del gas molecular confinado y decir si esta densidad columnar

es propicia para formar cores progenitores de estrellas masivas, como lo sugieren los

trabajos antes mencionados. El valor de Σ propuesto por Krumholz & McKee (2008) es

de & 1 g cm−2, el cual segun estos autores garantiza la formacion de estrellas masivas.

Este valor en densidad del gas ha sido encontrado en algunas regiones de formacion es-

telar (Rivera-Ingraham et al., 2013). Sin embargo, valores desde 0.05 hasta 0.1 g cm−2

han sido observados en regiones galacticas de formacion estelar de alta masa (Ragan et

al., 2013; Rathborne et al., 2009).

Para calcular la masa de clumps asociados a las IRDCs de la muestra de estudio, se

ha usando la identificacion de clumps utilizando la emision del continuo termico a 1.1

mm del proyecto BoloCam Plane Galactic Survey (Aguirre et al., 2011; Ginsburg et al.,

2013) y utilizado la expresion de Bally et al. (2010),

Mclump =D2F1.1mm

κνBν(Td)(3.5)

la cual asume que el clump tiene una emisividad que va como λ−β , siendo el valor de

β igual a 1.8 y que la opacidad (κν) es 0.0114 cm2 g−1 (Bally et al., 2010). D es la

distancia al clump y Td es la temperatura del polvo. Para obtener la densidad de gas

(Σ), se ha obtenida el area del clump usando su tamano angular (columnas 4–5 de la

Tabla 3.4) y usando la distancia a cada clump, la cual ha sido obtenida del estudio de

Faundez et al., (2004). La incertidumbre en la distancia a las nubes moleculares galac-

ticas de la muestra de estudio tiene un valor promedio del 12 % (Tabla 2.1; §2.1) y ha

sido considerada en el calculo de la masa usando la propagacion de errores.

En el presente trabajo se encuentra que los valores de Σ para la muestra de nubes mo-

leculares son de 0.03 − 0.15 g cm−2 (ver Tabla 2.3) y la de los clumps asociados a

64

las nubes tienen valores 0.04 hasta 0.09 g cm−2 (ver columna 9 de laTabla 3.4), son

del orden del 3 % hasta el 15 % del valor crıtico dado por Krumholz & McKee (2008).

Sin embargo, estos valores son similares a los encontrados en regiones galacticas con

formacion estelar masiva (Ragan et al., 2013; Rathborne et al., 2009; Lopez-Sepulcre

et al., 2010). Dado que hemos usado como trazador de la densidad columnar al 13CO,

el cual es un trazador de mediana densidad columnar (ncrit ∼ 103cm−3), es factible que

los valores en densidad columnar en las regiones con mayor confinamiento del gas mo-

lecular sean mayores, lo cual coloca a las regiones mas densas de las nubes moleculares

estudiadas, con las condiciones fısicas aptas para la formacion de estrellas masivas.

Tabla 3.4: Clumps densos asociados a las nubes moleculares.

ID Longal Latgal a b F1.1mm M Σ Σ[grados] [grados] [''] [''] [Jy] [M⊙] [M⊙ pc−2] [g cm−2]

(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9)

MC1-C1 50.2831 -0.3893 18.18 16.19 1.82±0.26 16 423 0.09

MC9-C1 45.8240 -0.2838 32.50 25.67 3.04±0.28 355 256 0.05

MC12-C1 45.1920 -0.4378 24.10 20.89 1.47±0.23 218 202 0.04

MC20-C1 42.4358 -0.2589 50.90 26.90 4.86±0.40 593 246 0.05

MC21-C1 42.1098 -0.4469 24.38 19.65 1.80±0.21 139 261 0.05

MC23-C1 41.7418 0.0970 17.00 15.32 0.99±0.16 6 263 0.05

MC75-C1 19.4865 0.1484 18.90 16.59 1.70±0.15 46 373 0.08

MC76-C1 19.3645 -0.0295 44.94 39.10 10.41±0.71 331 440 0.09

MC78-C1 18.6545 -0.0595 40.67 29.05 5.76±0.44 401 340 0.07

MC80-C1 17.9605 0.0804 20.44 17.97 1.72±0.29 42 323 0.07

MC81-C1 16.9445 -0.0730 35.32 24.11 3.14±0.40 70 254 0.05

3.6.2. Trazadores de la actividad de formacion estelar de alta masa

en las nubes moleculares

La actividad de formacion estelar de alta masa en regiones galacticas se ha encontrado

asociada con la presencia de emision maser CH3OH a 6.7 GHz y 44 GHz y de agua a

22 GHz (Ellingsen et al., 2012; Cyganowski et al., 2009) (ver seccion 1.3.2). Tambien

se ha observado actividad de outflows por medio de la emision extendida brillante en la

banda de 4.5 µm (GLIMPSE/Spitzer) (Cyganowski et al., 2008), o bien a traves de la

deteccion de la lınea del SiO (Lopez-Sepulcre et al., 2011) y la deteccion de cores den-

sos con actividad de infall y/o outflows (Faundez et al., 2004; Lopez-Sepulcre et al.,

2010).

65

En la muestra de nubes moleculares del presente estudio se ha encontrado deteccion de

emision maser de agua (Codella & Felli, 1995; Petrov, 2012), OH (te Lintel Hekkert &

Chapman, 1996) y de metanol (te Lintel Hekkert & Chapman, 1996; Walsh et al., 1997,

1998; Xu et al., 2003; Beuther et al., 2009; Fontani et al., 2010) asociado con la posi-

cion de clumps densos (Sridharan et al., 2002; Faundez et al., 2004; Rivera-Ingraham

et al., 2010; Urquhart et al., 2011). Estos clumps estan asociados con las IRDCs estu-

diadas en este capıtulo. En la literatura reciente (Ellingsen et al., 2012), estos tipos de

emision maser se ha relacionado con las etapas mas tempranas de la formacion estelar

masiva (§1.3.2). Las observaciones de la emision maser hacia cada una de las nubes es

resumida en la Tabla 2.7.

Figura 3.18: Imagen RGB de la region central (1′ × 1′) de la nube molecular hacia la fuente

IRAS 18236-1205 (MC76). En contornos amarillos se muestra la emision de la banda 24 µm

Spitzer, mientras en cruces moradas se muestra la posicion de fuentes de emision maser de

metanol a 6.7 GHz y en rombo negro, proximo al pico de emision de 24 µm se encuentra la

posicion de emision maser de metanol a 44 GHz. Notese la presencia de emision extendida

en la banda 4.5 µm (color verde), denotando la existencia de emision producida por material

chocado (outflow) la cual esta asociada a la presencia de emision maser de metanol a 6.7 GHz

y a la fuente IR brillante. Tomado de Cyganowski et al. (2009).

En la mayorıa de las nubes de la muestra de estudio, se ha detectado la asociacion espa-

cial de prominentes IRDCs con las regiones mas densas (∼ 0.07− 0.12 g cm−2) de las

nubes, cores densos (∼ 0.04−0.10 g cm−2) (ver Tabla 2.3 & 2.6) y frıos (∼20K−55 K)

y la coexistencia de outflows trazados por SiO o por EGOs (Cyganowski et al., 2008;

Lopez-Sepulcre et al., 2010, 2011). Estas caracterısticas de las regiones densas en las

66

nubes moleculares en conjunto con las observaciones de la emision maser descritos

previamente, describen una etapa muy temprana del escenario de formacion estelar de

alta masa conocida como “Hot Molecular Core” (Garay & Lizano, 1999), similar en

caracterısticas a la etapa evolutiva “High Mass Protostellar Object” descrito por (Beut-

her et al., 2007). En la Figura 3.18 se muestra la region central (1′ × 1′) de la nube

MC76, la cual posee las caracterısticas de esta etapa de formacion estelar masiva. Pa-

ra esta nube molecular, el escenario es descrito en detalle en el trabajo de Retes et al.

(2011). Otra etapa evolutiva presente en las nubes es la conocida como “UCHII region”

(Churchwell, 2002), la cual esta relacionada con una estadıa evolutiva tardıa en el pro-

ceso de formacion estelar de alta masa. Las caracterısticas de estas etapas evolutivas

para la muestra completa de nubes son descritas en detalle en la seccion 3.6.3.

A continuacion se muestra la Tabla 3.5, que resume la evidencia observacional asociada

a la formacion estelar de alta masa en la muestra de nubes moleculares.

67

Tab

la3.5

:S

um

ario

de

lafe

nom

enolo

gıa

que

evid

encı

ala

form

acio

nes

tela

rm

asiv

aen

las

nubes

mole

cula

res.

GM

CG

asio

niz

ado

Clu

mps

Σclump

IRD

Csb

Em

isio

nO

utfl

ow

/EG

Os

Den

sosa

[gcm

−2]

mas

er

(1)

(2)

(3)

(4)

(5)

(6)

(7)

GM

C76

No

det

ecta

doλ

4cm

(17),

Clu

mp

den

so(2

2,2

5)

0.0

9S

ib,S

i(P

F)

CH3O

H6.6

7(2

0,2

1),

EG

O,E

GO

(13),

SiO

(2-1

),

No

det

ecta

doλ

6cm

(17)

IRD

Cs

(23)

SiO

(3-2

),H

CO+

(24)

GM

C78

No

det

ecta

doλ

3.6

cm(1

4)

λ1.1

mm

(14),λ

7m

m(2

8),

0.0

7S

ib,S

i(P

F),

...

EG

O(1

3),

SiO

(28)

HM

PO

(28),

S/P

Cs(

29)

IRD

Cs(

26)

...

GM

C80

No

det

ecta

doλ

6cm

(30)

λ1.1

mm

(22),

0.0

7S

ib,S

i(P

F)

H2O

(5)

EG

O(1

3)

NH3(3

5)

...

GM

C1

λ6cm

(1)

λ1.1

mm

(2a)

0.0

9N

ob,N

o(P

F)

OH

(3a,

32),

H2O

(12)

EG

O(2

a)

...

GM

C2

λ6cm

(1)

NH3(3

5)

...

Sib

,S

i(P

F)

CH3O

H6.6

7(3

3,3

4)

EG

O(1

3)

N-I

RD

C

...

GM

C9

λ6cm

(4)

Clu

mp

den

so(4

)0.0

5N

ob,S

i(P

F)?

H2O

(5)

EG

O(1

3)

...

GM

C12

λ3.6

cm,λ

6cm

(6,7

,8),

NH3(3

5)

0.0

4N

ob,N

o(P

F)

H2O

(5)

...

λ21cm

(8)

...

GM

C20

λ6cm

(9)

NH3(3

5)

0.0

5N

ob,S

i(P

F)

CH3O

H6.6

7(2

0),

EG

O(1

3)

H2O

(12)

...

GM

C21

λ3.6

cm,λ

6cm

(14)

HM

PO

(15),

NH3(3

5)

0.0

5N

ob,N

o(P

F)

...

...

...

GM

C23

λ6cm

(9)

NH3(3

5)

0.0

5N

ob,N

o(P

F)

H2O

(5)

...

...

GM

C75

λ2cm

,λ3.6

cm(1

6),

NH3(3

5)

0.0

9N

ob,N

o(P

F)

CH3O

H6.7

GH

z(3,1

8,1

9)

...

λ4cm

,λ6cm

(17)

...

GM

C81

λ6cm

(31)

0.0

5S

ibO

Ha

1612M

Hz,

1665M

Hz,

...

1667M

Hz,

y1720M

Hz(

32)

...

68

aT

odas

las

regio

nes

tien

enem

isio

nen

CS

(2-1

)(B

ronfm

anet

al.1996)

hac

iala

fuen

teIR

AS

,la

cual

esca

ract

erıs

tica

de

un

clum

pden

so.

bL

asIR

DC

sso

nid

enti

fica

das

enes

tetr

abaj

oy

ver

ifica

das

con

elca

talo

go

de

(PF

08)

Per

etto

&F

ull

er(2

009).

(TW

)IR

DC

s&

EG

Os

det

ecta

das

enes

tetr

abaj

o.

Tip

ode

emis

ion

aM

aser

de

agua

a22G

Hz.

∗S

ignifi

cano

obse

rvad

o.

Ref

eren

cias

de

las

obse

rvac

iones

:(1

)U

rquhar

tet

al.,

(2009);

(2)

Tay

lor

etal

.(1

996);

(2a)

Johnst

on

etal

.,(2

009);

(3a)

Bau

dry

etal

.(1

997);

(3)

Szy

mcz

aket

al.

(2000);

(4)

Riv

era-

Ingra

ham

etal

.,(2

010);

(5)

Codel

laet

al.,

(1995);

(6)

Condon

etal

.(1

998);

(7)

Kra

emer

etal

.(2

003);

(8)

Kai

ser

etal

.(2

004);

(9)

Wood

&C

hurc

hw

ell

(1989b);

(10)

Mac

Leo

det

al.

(1998);

(11)

Pan

dia

n&

Gold

smit

h(2

007);

(12)

Pet

rov

(2012),

(13)

Cygan

ow

ski

etal

.,(2

008);

(14)

Sri

dhar

anet

al.,

(2002);

(15)

Faz

alet

al.

(2008);

(16)

Kurt

zet

al.,

(1994);

(17)

Wal

shet

al.,

(1998);

(18)

Bła

szkie

wic

z&

Kus

(2004);

(19)

Beu

ther

etal

.,(2

009);

(20)

Wal

shet

al.,

(1997);

(21)

Fonta

ni

etal

.,(2

010);

(22)

Fau

ndez

etal

.,(2

004);

(23)

Per

etto

&F

ull

er(2

009);

(24)

Lopez

-Sep

ulc

reet

al.,

(2011);

(25)

Lopez

-Sep

ulc

reet

al.,

(2010);

(26)

Beu

ther

etal

.(2

005);

(27)

Zap

ata

etal

.

(2009b);

(28)

Beu

ther

etal

.,(2

010);

(29)

Rag

anet

al.,

(2012);

(30)

Wan

get

al.,

(2009);

(31)

Bec

ker

etal

.(1

994);

(32)

teL

inte

lH

ekker

t&

Chap

man

(1996);

(33)

Per

sson

&C

ampbel

l(1

987);

(34)

Lim

etal

.,(2

012);

(35)

Urq

uhar

tet

al.,

(2011).

69

3.6.3. Etapas evolutivas de la actividad de formacion estelar en las

IRDCs asociadas a las nubes moleculares

En esta seccion se describen dos posibles etapas de formacion estelar de alta masa,

presentes en las IRDCs asociadas a las nubes moleculares. Primero describimos las

caracterısticas observacionales de las etapas evolutivas, de acuerdo con los resultados

encontrados en este capıtulo y la literatura reciente y luego mostramos que en cada nube

se pueden asociar con una etapa evolutiva y discutimos su asociacion. Las etapas evolu-

tivas discutidas en esta seccion son parte de una secuencia evolutiva descrita en Beuther

et al. (2007). La secuencia evolutiva comienza con una primera etapa evolutiva de High-

Mass Starless Core, pasando a HM Core harboring accreting Low/Intermediate Mass

protostar, HM protostellar object (HMPO), y finalmente ZAMS HM star, (UC)HII re-

gion.

Etapa de formacion estelar: “High Mass Protostellar Object (HMPO)”

Esta fase es descrita en detalle en Beuther et al. (2007), como una de las etapas tem-

pranas de la formacion de estrellas de alta masa. La principal caracterıstica que hace a

los HMPOs diferente a la etapa region Ultra Compacta HII, es la debil o nula deteccion

de radiocontinuo en el regimen de la longitud de onda de los centımetros (Churchwell,

2002). Las densidades promedio de estos objetos son & 106 cm −3, lo que en densidad

superficial de masa (Σ) se traduce como ∼ 1 g cm−2 (McKee & Tan, 2003). Sus tem-

peraturas son en promedio del orden de ∼20 K, asociadas a cores sin formacion estelar,

mientras que los cores que son calentados por una fuente interna (protoestrella) tienen

temperaturas de &100 K.

La evidencia observacional de actividad de formacion estelar en esta etapa de la for-

macion estelar de alta masa, es soportada por la deteccion de material acrecentado

observado hacia cores densos (Beltran et al., 2006; Zapata et al., 2008; Lo et al., 2015).

Esta etapa tambien es evidenciada por la presencia de flujos bipolares (outflows), los

cuales son observados a traves de trazadores como la lınea de emision molecular SiO o

bien usando la emision del CO (Codella et al., 2004; Lopez-Sepulcre et al., 2011). La

presencia de outflows tambien es posible trazarla por la emision intensa extendida en la

banda de 4.5 µm de GLIMPSE/Spitzer (Cyganowski et al. 2008), y esta asociada a la

coexistencia espacial de emision maser de metanol a 6.7 GHz y a 44 GHz (Cyganowski

et al. 2009; Ellingsen et al. 2012).

La presencia de discos masivos circunestelares o bien de estructuras tipo toroides son

observados con mayor frecuencia en YSOs que presentan las etapas mas tempranas de

la formacion estelar de alta masa (Zhang et al., 2013; Murakawa et al., 2013; Beltran

& de Wit, 2015; Johnston et al., 2015). Estos discos masivos pueden tener masas (MD)

tan grandes como MD/M⋆ ≫ 1, en el caso de estrellas ZAMS tipo espectral O, o bien

discos con masas similares a las estrellas (MD ∼ M⋆), para el caso de las estrellas tipo

70

espectral B (Zhang, 2005; Cesaroni et al., 2007). Estos discos estan asociados con la

actividad de alta acrecion y la presencia de outflows (Beltran & de Wit, 2015), de forma

similar al escenario de formacion estelar de baja masa (Shu et al., 1987), por lo cual

se cree que las estrellas de alta masa siguen un escenario similar de formacion a escala

de su contraparte en baja masa. Algunos de estos discos masivos se han encontrado

asociados a emision maser de metanol (Beltran & de Wit, 2015). Las IRDCs y clumps

que muestran las caracterısticas observacionales de esta etapa evolutiva son las

nubes moleculares: MC2, MC76, MC78 y MC80.

Etapa evolutiva de formacion estelar: “UCHII region”

Esta etapa es descrita en detalle en Churchwell (2002) como una de las etapas finales

de la formacion de estrellas de alta masa, previa a su aparicion como estrellas masivas

de Secuencia Principal. En esta etapa de formacion estelar, la estrella ionizante se cree

ha cesado de acrecentar material y ha llegado a la Secuencia Principal (MS star), pero

aun se encuentra (profundamente) embebida en la nube progenitora. Las regiones Ultra

compacta HII (UCHIIs) tienen tamanos caracterısticos del orden de .0.05 pc y altas

densidades (. 104 cm−3) (Churchwell, 2002).

La estrella ionizante calienta el polvo embebido en la region HII o bien circundante

a esta, el cual re-emite a longitudes de onda mas largas, de forma que estos objetos

son brillantes en IR, por ejemplo en las bandas de IRAS (Wood & Churchwell, 1989)

y MIPSGAL 24 µm. La asociacion espacial de las UCHIIs con cores densos observa-

dos en trazadores de alta densidad NH3, CS y CH3CN (Churchwell et al., 1990), ha

mostrado que los cores asociados tienen alta densidad columnar (& 5 × 1023cm−2),

temperaturas de polvo de 100− 200K, tamanos de .0.5 pc y luminosidades del orden

de 104 − 106 L⊙ .

La emision maser asociada a las UCHIIs se ha detectado en OH (hidroxilo), H2O y en

CH3OH (metanol) a 6.7GHz. La emision maser de H2O es producida en las regiones

de formacion estelar de alta masa, debido al intenso campo radiativo (Ellingsen et al.

2012). Se ha asociado a la emision maser OH con la region intermedia entre la envol-

vente circunestelar y el frente de ionizacion de la region HII (Churchwell, 2002). La

aparicion de la emision maser de metanol es debida a la presencia de un intenso campo

de radiacion, consistente con la coexistencia de una region HII. Se ha encontrado que

esta emision maser es exclusiva de las regiones de formacion estelar de alta masa (Xu et

al., 2008; Ellingsen et al., 2012). Las IRDCs y clumps que muestran las caracterısti-

cas observacionales de esta etapa evolutiva son las nubes moleculares: MC1, MC9,

MC12, MC20, MC21, MC23, MC75 y MC81.

A partir de la comparacion de las caracterısticas que describen a cada etapa evolutiva

y las observaciones que muestran las nubes moleculares, se han separado las nubes en

dos categorıas: HMPO y UCHII. Esta separacion es mostrada en la Tabla 3.5 con la

71

lınea que les separa las primeras tres nubes del resto, siguiendo la descripcion de las

observaciones en cada una de las nubes. Las principales diferencias notables entre cada

una de las categorias, es en primera instancia la deteccion o no deteccion del radio

continuo centimetrico. La siguiente diferencia es que todas las nubes etiquetadas como

HMPO tienen una importante presencia de IRDCs, mientras que en las UCHIIs, solo

algunas tienen. La emision maser tambien parece formar parte de las diferencias entre

estas dos categorias, siendo los maseres OH y H2O, los mas prominentes en las nubes

tipo UCHIIs, mientras que los maseres de metanol estan presentes en dos nubes tipo

HMPO (MC76 y MC78) y una observacion de maser H2O asociada a una nube (MC80).

La deteccion de actividad de infall es mostrada en dos de las nubes HMPO (MC76 y

MC78), mientras que en las nubes tipo UCHIIs no se muestra en ninguna de ellas.

3.7. Resumen

En este capıtulo se ha estudiado la ley de formacion estelar y la capacidad para formar

estrellas de alta masa y cumulos estelares en IRDCs asociadas a la muestra nubes mo-

leculares estudiadas en el capıtulo 2. Para ello, se han seleccionado IRDCs embebidas

en las nubes de la muestra de estudio y se han obtenido sus propiedades fısicas a partir

de datos de Spitzer 8µm. Ademas, se han seleccionado en cada IRDC a los YSOs aso-

ciados. La densidad superficial de gas (Σgas) es obtenida a partir de la masa y area de

las IRDCs y la densidad superficial de la tasa de formacion estelar (ΣSFR) a traves del

conteo de YSOs dentro del area de cada IRDC. Se encuentra que las IRDCs no siguen

una relacion de formacion estelar y que estas se encuentran agrupadas alrededor de un

valor en Σgas de ∼ 300 M⊙ pc−2, lo cual es explicado por la dependencia de Σgas de una

correlacion masa-radio presente en las IRDCs. Un porcentaje del 40 % del total de las

IRDCs, cumple con el criterio masa-radio para aquellas regiones de formacion estelar

que pueden formar estrellas de alta masa y posibles cumulos estelares. 25 IRDCs tienen

masas mayores a 1 000 M⊙, lo cual las convierte en buenos candidatos para estudiar

las condiciones fısicas iniciales de la formacion de cumulos estelares.

72

Capıtulo 4

Formacion estelar de alta masa en las

nubes infrarrojas oscuras asociadas a

la region de formacion estelar IRAS

18236-1205

“Cada estrella parecia brillar ajena al resto.

Incluso en las nubes se veıan partıculas plateadas,

ansiosas por irradiar su destello.”

Paıs de nieve, Y. Kawabata.

En este capıtulo se presenta un estudio de la poblacion de objetos estelares jovenes

(YSOs) masivos en nubes infrarrojas oscuras asociadas con la region de formacion es-

telar IRAS 18236-1205. Los YSOs embebidos son seleccionados usando criterios de

membresıa por su asociacion espacial con la nube molecular progenitora (identificada

en el capıtulo 2 como MC76) para posteriormente hacer su asociacion con las IRDCs.

La seleccion de objetos tambien incluye un filtrado fotometrico para remover estrellas

de secuencia principal, estrellas evolucionadas (AGBs) y objetos extragalacticos. Los

objetos que pasan estos criterios de seleccion son considerados candidatos a YSOs y

son clasificados en un esquema evolutivo. Los YSOs asociados a las IRDCs con la acti-

vidad de formacion estelar son caracterizados de forma individual a fin de obtener sus

parametros fısicos. Se presenta tambien un escenario de formacion estelar de alta masa

y se compara con trabajos teoricos y observacionales recientes.

73

4.1. Introduccion

4.1.1. La distribucion espectral de energıa como herramienta de

estudio de la poblacion estelar joven

Una de las herramientas en el estudio de los YSOs es la distribucion espectral de energıa

(SED; Lada & Wilking (1984); Lada (1987). Esta es representada por la densidad de

flujo en funcion de la frecuencia a la que se emite. Otra forma en la que se ha empleado

es la densidad de flujo en funcion de la longitud de onda. Basicamente, la SED muestra

en que region del espectro se tiene la mayor/menor emision de la fuente observada. De

esta manera, usando modelos de emision ajustados a los datos observacionales se puede

caracterizar a los YSOs.

Para el caso de los objetos estelares jovenes, la SED puede ser usada para caracterizar

su estadıa evolutiva. Esto es hecho por medio del ındice espectral definido en el rango

de 2 µm hasta aproximadamente 25 µm (Lada, 1987) (ver seccion §1.8). Para objetos

muy jovenes, como el caso de las protoestrellas, el valor del ındice es positivo, mien-

tras que en el caso de objetos mas evolucionados, como las estrellas T Tauri, su ındice

espectral toma valores entre ∼ −1.5 y 0.0. Para objetos que estan por entrar en Secuen-

cia Principal muestran valores del ındice menores a −1.5, al igual que las estrellas en

Secuencia Principal (Lada, 1987).

En el caso de las protoestrellas, la SED es dominada por la emision de polvo frıo (λp ∼100 µm-1mm; Td ∼20-30K), con una pequena componente de emision de polvo “ti-

bio”. Esta contribucion en la SED de una protoestrella, es debido a la emision de la

fuente central y que es reprocesada por el polvo y disco circunestelares y que domina

a longitudes de onda (pico de emision) de 10 µm a 30 µm (Td ∼300K-100K). Es por

esto que la busqueda de candidatos a protoestrellas se debe hacer en el lejano infrarrojo,

en este caso usando los datos de MIPSGAL / Spitzer 24 µm (Carey et al., 2005). Estos

datos sin duda mejoran el estudio de YSOs embebidos, ya que poseen buena resolu-

cion angular (FWHM MIPSGAL ∼6 arcsec) y alta sensibilidad, lo cual permite detectar

fuentes con tamanos de 0.05 pc (tamano tıpico de un core masivo) hasta distancias de

5 kpc, con lo cual es posible detectar fuentes “puntuales” profundamente embebidas

en regiones de formacion estelar galacticas. Algunos autores (Enoch et al., 2009) han

usado estas caracterısticas para buscar candidatos a protoestrellas.

Uso de la banda de Spitzer 24 µm para seleccionar YSOs.

Gutermuth et al. (2008; 2009) identificaron y estudiaron YSOs en regiones cercanas de

formacion estelar en el rango espectral de 3.6 µm a 24 µm. Ellos encontraron que los

YSOs eran mejor seleccionados si se usa la banda de 24 µm en los criterios fotometri-

cos de seleccion. Ellos sugirieron que un buen criterio de seleccion e identificacion de

las protoestrellas (clase 0/I) que se encuentran profundamente embebidas, es usar un

74

valor en la magnitud de [24]>7 y un color [X]-[24]>4.5, donde [X] es la magnitud de

cualquier banda de GLIMPSE /Spitzer.

Ragan et al. (2012; 2013) estudiaron cores densos en regiones cercanas (<1 kpc) de

formacion estelar usando observaciones fotometricas en las bandas de Herschel. Ellos

encontraron que existe una alta correlacion entre protoestrellas bien identificadas y su

emision en la banda de 24 µm de Spitzer. En este trabajo se sugiere que la presencia de

emision en la banda de 24 µm en estos objetos, solo es posible explicarla como debido

al calentamiento del material circunestelar por una fuente interna protoestelar.

Las recientes observaciones usando satelites espaciales (Spitzer, Herschel) y recientes

avances tecnologicos en la instrumentacion para observar en el infrarrojo, han mejorado

las tecnicas observacionales y han arrojado una gran cantidad de datos de alta calidad

en el rango espectral del IR. En particular, las observaciones con el instrumento MIPS

abordo del telescopio espacial Spitzer (Rieke et al. 2004) en la banda de 24 µm son de

alta resolucion espacial (FWHM ∼ 6arcsec) y excelente sensibilidad (.2mJy). Estas

propiedades del instrumento hacen posible que se puedan observar fuentes infrarrojas

con tamanos fısicos de hasta ∼ 0.05 pc a distancias de 1 hasta 5 kpc. Los resultados an-

teriores muestran que la emision en la banda de 24 µm en regiones de formacion estelar

es un excelente criterio de seleccion y una banda fotometrica clave en la asignacion de

una etapa evolutiva de los YSOs.

En esta seccion se hace una seleccion de fuentes brillantes en la banda de MIPSGAL

24 µm en nubes infrarrojas oscuras asociadas con la region de formacion estelar ma-

siva IRAS 18236-1205 (Retes et al. 2011), las cuales fueron estudiadas en el capıtulo

anterior (§3). Las fuentes infrarrojas poseen un gran exceso de emision infrarroja, con

lo cual son considerados potenciales candidatos a YSOs. Se realiza la caracterizacion

de los mismos y se encuentra que los objetos mas tempranos de la muestra estan aso-

ciados con etapas muy tempranas de la formacion estelar. Estos objetos se encuentran

espacialmente asociados a las regiones mas densas de la nube molecular y a IRDCs

prominentes en la nube molecular. Se estudian en detalle las principales regiones con

formacion estelar activa.

4.1.2. Escenario de formacion estelar de alta masa. Fenomenologıa

observacional

Uno de los trazadores de la actividad de formacion estelar es la emision maser. La emi-

sion maser mas comun es la de Metanol (CH3OH; clase I a 44 GHz; clase II a 6.7 GHz),

de Agua (H2O; a 22 GHz) y de Hidroxilo (OH; a 1.6 GHz). La presencia de emision

maser de Metanol a 6.7 GHz se ha encontrado relacionada con la presencia de trazado-

res de outflows en YSOs como la emision brillante y extendida en la banda 4.5µm de

GLIMPSE (EGO; Cyganowski et al. (2009)). La emision maser de Metanol a 6.7 GHz

75

es usualmente asociada a la emision puntual de la fuente infrarroja asociada al outflow,

mientras que la emision a 44 GHz esta asociada espacialmente con la emision extendi-

da.

Usando el proceso fısico que genera la emision maser como un “reloj evolutivo”, es

posible usar las observaciones de emision maser para restringir la edad de los YSOs.

Aquellas fuentes en que se encuentren asociada la emision maser de Metanol a 6.7 GHz

(regiones de shock, outflow) y de Agua a 22 GHz (intensa radiacion IR) muestran la

juventud de los region, con la posible presencia de YSOs clases 0/I. Estas caracterısticas

observacionales pueden ser usadas para caracterizar la edad de los YSOs o la region que

los contiene (Titmarsh et al., 2014).

4.2. Datos

4.2.1. Fotometrıa en la banda 24 µm

A fin de seleccionar a los candidatos a YSOs embebidos en la nube molecular asociada

a la fuente IRAS 18236-1205, usamos la imagen en la banda de 24 µm MIPSGAL /Spit-

zer (Carey et al. 2009) con un tamano espacial de 30×30 minutos de arco y centrada

en la posicion de la fuente IRAS. El campo usado cubre el tamano espacial de la nube

molecular. La imagen procede del Basic Calibrated Data (BCD) del catastro MIPSGAL

en IRSA1 . En el campo correspondiente de la nube molecular, fue usado el software

SExtractor (Bertin & Arnouts, 1996) para identificar fuentes puntuales con una senal a

ruido (S/N) mayor a 5, lo cual garantiza que se trata de fuentes “bien” detectadas.

Para obtener la fotometrıa de las fuentes identificadas en el campo, usamos fotometrıa

de apertura con PHOT/IRAF usando la posicion de las fuentes IR identificadas con

SExtractor . La apertura usada es de 5 pixeles y una apertura para la estimacion del

cielo de 18 pixeles con un ancho de 5 pixeles. A este flujo obtenido se le aplico una

correccion de apertura al infinito de 8.44. Debido a que las imagenes BCD MIPSGAL

tienen unidades de MJy/Sr, usamos el factor de conversion de 36.66 (sugerido por el

MIPS Data Handbook V3.3) para convertir a unidades de µJy/pix. Para obtener las

magnitudes en la banda de 24 µm se uso el valor del “Zero Point” (ZP) de 13.224

mag (MIPS Data Handbook V3.3). Tambien se ha obtenido el valor del flujo del fondo

(background) a fin de obtener el valor del flujo lımite de deteccion en el campo. En

este caso, el valor obtenido es similar al reportado en la pagina web del catastro (∼1.5

mJy). En este campo se muestra variacion en el fondo del campo en las regiones con

sobre densidad de fuentes o en las cercanıas de fuentes brillantes, lo cual se traduce

en valores superiores del flujo lımite de deteccion con un factor de 5 a 10 veces este

valor. Detalles de la fotometrıa realizada en la banda MIPSGAL 24 µm es dada en el

Apendice I.

1 http//:irsa.ipac.caltech.edu/data/SPIZER/MIPSGAL/

76

4.2.2. Seleccion de fuentes infrarrojas candidatos a YSOs

Con las fuentes puntuales extraıdas en el campo de la region, se seleccionaron aquellas

fuentes que caen espacialmente dentro del umbral en densidad columnar con valor de

NH2= 1.0 × 1021cm−2, el cual es equivalente a un valor de AV =1 mag. Este es un

valor usual en la definicion de la frontera en las nubes moleculares cuando son trazadas

usando isotopologos del gas molecular CO (Bolatto et al., 2013). En el caso de la nube

molecular de estudio, este valor umbral es representado por el contorno mas bajo de

los datos de 13CO en la Figura 4.1. Estas fuentes son consideradas como fuentes candi-

datas a YSOs embebidos pertenecientes (por proyeccion espacial) a la nube molecular

correspondiente.

4.2.3. Contraparte en GLIMPSE /Spitzer de las fuentes infrarrojas

y criterios de seleccion de YSOs

A fin de seleccionar los candidatos a YSOs, hemos buscado su contraparte en GLIMPSE

Point Source Catalog (GLIMPSE PSC)(Fazio et al., 2004) y 2MASS PSC (Skrutskie et

al., 2006). Las posiciones entre las fuentes MIPSGAL y las fuentes GLIMPSE /2MASS

tienen una incertidumbre en posicion de 0.5 arcsec, a fin de garantizar asociacion. Algu-

nas fuentes de MIPSGAL no tienen contraparte en alguna de las bandas de GLIMPSE,

esto se espera para fuentes en etapas tempranas o bien para fuentes muy embebidas en

la nube molecular. Se ha realizado fotometrıa de apertura en las bandas de GLIMPSE

sin deteccion. Las aperturas y caracterısticas tecnicas del proceso son similares a las

del IRAC reduction pipeline (IRAC team; Fazio et al. (2004)). Las aperturas usadas

fueron de 4.0, 6.0, 8.0 y 10.0 pixeles, el cielo es un anillo de 10 a 15 pixeles. El valor

del “zero point” para las bandas [3.6], [4.5], [5.8] y [8.0] son de 17.08, 17.30, 16.70 y

15.88 magnitudes. Las incertidumbres en la fotometrıa varıan entre el 0.01 mag y 0.22

mag en cada banda, teniendo la incertidumbre mas alta en las bandas [5.8] y [8.0].

Para la contraparte en 2MASS encontramos que unicamente el 55 % de las fuentes tie-

nen deteccion en la banda KS , no ası en las bandas J y H. Es por esto que los datos

de 2MASS solo fueron considerados para el ajuste de la SED de las fuentes que tienen

disponible esta fotometrıa.

Encontramos que hay fuentes asociadas con regiones de emision extendida en las ban-

das de [5.8] y [8.0], principalmente. En las regiones de formacion estelar, esta emision

esta asociada con la emision debida a PAHs (Gutermuth et al., 2008) y emision termica

debida al polvo calentado por fuentes brillantes. A pesar de que la fotometrıa fue co-

rregida por este efecto siguiendo el IRAC reduction pipeline, no es garantıa de que las

magnitudes fueron completamente corregidas.

77

~ 1.4 pc

2 arcmin

124 123

122121

120

119118117

116 115114113112 111

110

109 108107

106105 104 103

102101 100 999897 96

959493 929190 89

88 8786 8584

8382 81 80 79

78

7776

7574 73 72 71 7069 68676665

646362

616059 58

5756 55545352

51

5049 484746 45 4443 42

41 40 393837 3635 3433

323130 2928

27 26252423

2221

20

19 181716 151413 12

11 109

876

5

432

1

Figura 4.1: Candidatos a YSOs seleccionados de los datos de 24 µm. Imagen en la banda de 24

µm MIPSGAL (Spitzer) en donde se han superpuesto contornos de la emision del gas molecular13CO en contornos negros. Los contornos comienzan en el valor 1.0×1021cm−2 y aumentan en

un factor lineal de 5.0×1021cm−2. La posicion espacial de las fuentes infrarrojas seleccionadas

es trazada con los cırculos pequenos.

4.2.4. Contaminantes foreground/background en la muestra de fuen-

tes infrarrojas

A fin de estimar la contaminacion por estrellas background/foreground AGB y de Se-

cuencia Principal en la muestra, hemos usado filtros fotometricos en el IR. Un filtro

fotometrico usado para estimar la contaminacion de estrellas AGB y de Secuencia Prin-

cipal es dado por el diagrama Spitzer [3.6]-[8.0] vs [3.6]. En este diagrama se puede

distinguir las estrellas de Secuencia Principal. Tambien se puede usar este diagrama

para identificar las fuentes enrojecidas por extincion del medio interestelar e identificar

las fuentes intrınsecamente enrojecidas. La region de alta luminosidad en el diagrama

es donde se esperan encontrar a las estrellas AGB. Estos objetos son removidos al con-

siderar un filtro en magnitud de [3.6]>7.0 mag.

Otra posible contaminacion de objetos background son las fuentes extragalacticas. Sin

embargo, este tipo de contaminacion es despreciable, ya que el criterio de la seleccion

78

de objetos dentro del contorno umbral en densidad columnar AV > 1− 5 mag elimina

automaticamente esta posible contaminacion. Las fuentes intrınsecamente enrojecidas

de la muestra tienen color [3.6]-[8.0] similar al que poseen YSOs en regiones galacticas

de formacion estelar (Lada et al., 2006; Gutermuth et al., 2008).

Figura 4.2: Diagrama Color-Magnitud [3.6] vs. [3.6]-[8.0] de los YSOs seleccionados. En el

diagrama se muestra la posicion de los candidatos a YSOs (cırculos abiertos) seleccionados

desde la imagen de MIPSGAL 24 µm en este diagrama. Las estrellas MS son graficadas por

los cırculos pequenos en grıs, mientras que las lıneas vertical y horizontal a trazos, son para

designar un criterio de enrojecimiento en color y un lımite en magnitud para las fuentes debiles

(posibles galaxias de fondo). Las fuentes infrarrojas con sımbolo flecha (hacia la derecha) tienen

un valor limite superior en la magnitud de la banda [8.0]. El vector de enrojecimiento para este

diagrama tiene un valor de 3 magnitudes de extincion en la banda K (∼30 magnitudes en la

banda V).

4.2.5. Muestra final de YSOs

Hemos definido una muestra de 125 fuentes infrarrojas brillantes (S/N > 10), las cuales

son candidatas a protoestrellas y YSOs jovenes embebidos en la nube molecular MC76

79

asociada a la fuente IRAS 18236-1205. Estas fuentes tienen las siguientes caracterısti-

cas: fuentes puntuales brillantes que yacen dentro del contorno de densidad columnar

NH2= 1.0× 1021cm−2 (AV = 1 mag). Todas las fuentes tienen contraparte en los da-

tos de GLIMPSE y notamos que 78 % de las fuentes tienen un valor de color [3.6]-[8.0]

> 0.6, el cual es un criterio fotometrico usado para identificar fuentes con exceso IR

candidatos a YSOs (Whitney et al., 2008). Aplicando este criterio, queda una muestra

de 99 fuentes que son considerados potenciales YSOs y que son caracterizados en las

siguientes secciones.

4.3. Resultados

4.3.1. Clasificacion de YSOs

El primer paso en la caracterizacion de cada uno de los YSOs embebidos en la nube mo-

lecular es conocer su naturaleza. Esto se puede obtener con un criterio de clasificacion

usando la distribucion espectral de energıa (SED) de los YSOs. Lada & Wilking (1984)

y Lada (1987) desarrollaron una clasificacion de YSOs usando el ındice espectral de la

SED en el diagrama log(λ Fλ) vs log(λ). Este parametro es llamado ındice espectral

α. Siguiendo a Lada (1987), hemos usado la fotometrıa en el rango espectral 3.6 µm

hasta 24 µm para obtenerlo. Con este ındice los YSOs son clasificados en YSOs clase I

si tienen valores de -0.3≤ α; en clase II si tienen valores de -1.6≤ α <-0.3 y en YSOs

de clase III si tienen valores de α <-1.6 (Greene et al., 1994). Con esta clasificacion,

obtenemos 34 YSOs clase 0/I, 57 YSOs clase II y 8 YSOs clase III.

Este ındice ha sido probado en YSOs de las regiones de formacion estelar de baja masa

como la nube molecular de Taurus (Hartmann et al., 2005), Serpens (Harvey et al.,

2006) y Chamaeleon (Alcala et al., 2008). En el presente trabajo, usamos el ındice

espectral para clasificar a los YSOs en una region de formacion estelar de alta masa.

El ındice nos da una idea acerca de la posible etapa evolutiva en la que se encuentra el

objeto. Con esto en mente, usamos α como primera aproximacion para caracterizar y

clasificar a los YSOs.

4.3.2. Identificacion de YSOs en diagramas de diagnostico Spitzer

A fin de explorar el estado evolutivo de cada uno de los YSOs usamos diagramas de

diagnostico [4.5]-[5.8] vs. [5.8]-[24] (Figuras 4.4 y 4.5; Gutermuth et al. (2008)). En el

primer diagrama, la region a la derecha de la lınea vertical a trazos es definida para los

objetos candidatos a protoestrellas (YSOs clase I) y los objetos con disco (clase II). A

la izquierda de esta lınea se encuentran los objetos de clase III y MS. Notamos que los

YSOs de nuestra muestra estan de acuerdo con este criterio de identificacion de YSOs

tempranos.

80

Figura 4.3: Diagrama Color-Color [3.6]-[5.8] vs. [8.0]-[24.0] de los YSOs seleccionados. Se

muestran las regiones con caracterısticas partıculares de YSOs en etapas tempranas de su for-

macion (Robitaille et al. 2006), siendo “stage I/0” la fase mas temprana y la “stage III”, la mas

tardıa. Los YSOs seleccionados y clasificados siguiendo el criterio de Lada son mostrados con

los sımbolos cuadrados (clase I/0), rombos (clase II) y cırculos abiertos (clase III). Los YSOs

con flechas a la izquierda tienen un valor lımite superior en la banda [8.0]. Los vectores de

enrojecimiento (Indebetouw et al. (2005), flecha inclinada; Flaherty et al. (2007), flecha hacia

arriba) tienen un valor de 3 magnitudes de extincion en la banda K.

Para el diagrama color-color GLIMPSE /MIPSGAL (Fig. 4.5), observamos una disper-

sion importante en los datos, lo cual esta asociado con la posible contaminacion de la

emision de PAHs en la banda [5.8]. Esta contaminacion es debida a la emision del me-

dio interestelar proximo al objeto y que no es posible remover del todo en los datos de

estas regiones. Esta caracterıstica es prominente en las bandas [5.8] y [8.0] (Gutermuth

et al., 2008). El efecto comentado es notable en el diagrama [3.6]-[5.8] vs [8.0]-[24]

(Fig 4.3). En este caso alrededor del 75 % de los objetos clase I estan en la region de-

limitada para este tipo de objetos, mientras que el 40 % de los objetos clase II estan en

la region asociada a estos y aproximadamente el 30 % de los objetos clase III estan en

la region asociada a estos. En el trabajo de Gutermuth et al. (2008) se ha discutido el

81

Figura 4.4: Diagrama Color-Color [4.5]-[5.8] vs. [5.8]-[24.0] de los YSOs seleccionados. En

este diagrama se muestra con una lınea a trazos la region (a la derecha de la lınea) de los objetos

con color caracterıstico de protoestrella y “posibles” YSOs clase II con disco (Gutermuth et al.,

2008). Los vectores de enrojecimiento (Indebetown et al., 2005, flecha inclinada; Flaherty et

al., 2007, flecha hacia arriba) tienen un valor de 3 magnitudes de extincion en la banda K.

efecto de la emision extendida en las bandas de [4.5],[5.8] y [8.0], y como esto puede

afectar a las magnitudes medidas de YSOs en regiones de formacion estelar, de forma

que los objetos pueden estar mas dispersos de lo que se espera en los diagramas de

diagnostico.

4.3.3. Distribucion espacial de YSOs

Ahora examinaremos la distribucion espacial de los YSOs en relacion con las estructu-

ras densas moleculares y del medio interestelar frıo y denso. La posicion de los YSOs

es graficada en la imagen de la banda [8.0] de GLIMPSE (Figura 4.6) y la estructura

molecular es sobregraficada en contornos azules, siendo los contornos internos, los de

mayor densidad columnar. En esta grafica notamos que los objetos de clase I (cuadra-

dos cian) y de clase II (rombos cian) se encuentran asociados con las estructuras mas

82

Figura 4.5: Diagrama Color-Magnitud [3.6] vs. [3.6]-[8.0] de los YSOs seleccionados y clasi-

ficados. En el diagrama se muestra la posicion de los YSOs clasificados en clase I (cuadrados),

clase II (rombos) y clase III (cırculos), mientras que las lıneas vertical y horizontal a trazos, son

para designar un criterio de enrojecimiento en color y un lımite en magnitud para las fuentes

debiles (posibles galaxias de fondo). Los YSOs con sımbolo flecha (hacia la derecha) tienen un

valor lımite superior en la magnitud de la banda [8.0]. El vector de enrojecimiento (Indebetown

et al., 2005) para este diagrama tiene un valor de 3 magnitudes de extincion en la banda K (∼30

magnitudes en la banda V).

densas de la nube molecular y del material interestelar frıo y denso, denotado por la

presencia de IRDCs en la imagen de la banda de GLIMPSE [8.0]. Los objetos de clase

III (cırculos cian) estan uniformemente distribuidos en la nube molecular.

Estas distribuciones sugieren dos poblaciones de objetos definidas por edad, un tipo de

poblacion de YSOs jovenes asociado con las estructuras mas densas de la nube molecu-

lar, posiblemente muy embebidos en el material molecular, sugiriendo que estos y las

IRDCs son objetos que estan en las etapas mas tempranas de la formacion estelar en la

nube molecular y por tanto aun asociadas a las estructuras densas donde se formaron.

Otra poblacion de YSOs mas evolucionada (clase III), la cual se encuentra distribuıda

83

en la nube molecular, siendo las fuentes mas brillantes en 24 µm las que estan en las

regiones de menor densidad columnar, consistentemente con la posibilidad de que es-

tos objetos barrieron el material interestelar en el que se formaron y que han tenido

tiempo suficiente para migrar de las regiones en donde se formaron (ver la seccion de

Discusion en el capıtulo 2).

MC76 (IRAS 18236-1205)

5’=3.5pc

Figura 4.6: Distribucion espacial de los YSOs seleccionados. Imagen RGB Spitzer con los

contornos de la emision del gas molecular 13CO mostrando la extension de la nube molecular y

con los contornos internos, las regiones de mayor densidad columnar. Los contornos comienzan

en el valor 1.0 × 1021cm−2 y aumentan en un factor lineal de 5.0 × 1021cm−2. Los YSOs son

superpuestos con los sımbolos descritos en las Figuras 4.3 & 4.4.

84

MC76 (IRAS 18236-1205)

2’=1.4pc

50

54

52b

53

52a

IRDC G19.27+0.07

2’ = 1.4pc

14

15

13

9

Figura 4.7: Distribucion espacial de los YSOs en las IRDCs. Se muestra un acercamiento a las

IRDCs embebidas en la nube molecular. En estas se han superpuestos los YSOs con los sımbolos

descritos en las Figuras 4.3 & 4.4. Estos YSOs son descritos en las secciones 4.3.5, 4.3.6, y 4.4.

85

4.3.4. Distribucion espectral de energıa (SED) de los YSOs: Modelo

fısico de SED

A fin de obtener una caracterizacion fısica de los YSOs, se ha construido un modelo

simple de distribucion espectral de energıa (SED). El modelo consta de tres componen-

tes de emision en el continuo: una componente “frıa” modelada por la emision de un

cuerpo grıs (Gray Body emission; GB) con temperaturas de entre 20 K a 26 K, la cual

domina la emision en el infrarrojo lejano y submilimetrico. Una segunda componente

“tibia” es modelada por la emision de un cuerpo grıs con temperaturas de 140 K a 160

K, la cual domina la emision en el mediano y lejano infrarrojo y una tercera componen-

te es modelada por la emision de un cuerpo negro (Black Body emission, BB) afectado

por valores altos de extincion (AV ∼30-50 magnitudes) y que es agregada para modelar

la region espectral del cercano infrarrojo.

La componente del modelo de SED para la emision en el visible y cercano infrarrojo es

Fν = kπΩ⋆Bν(Teff )e−τν , (4.1)

y para el lejano infrarrojo y submilimetrico/milimetrico tiene dos componentes: una

frıa (cold dusty emission) y una tibia (warm dusty emission),

Fν,cd = kπΩcdBν(Tcd)(1− e−τν ), (4.2)

Fν,wd = kπΩwd Bν(Twd)(1− e−τν ), (4.3)

donde Ω⋆ = 4π(R⋆

D)2 es el angulo solido subtendido por la fuente estelar, Ωcd y Ωwd son

los angulos solidos de la envolvente frıa y tibia, respectivamente. La distancia usada es

2.5 kpc (Bronfman et al., 1996) y la constante k es usada para pasar de las unidades

erg cm−2 s−1 Hz−1 a Janskys (Jy). La extincion es considerada mediante la expresion

τν =(

νν0

)β

(§2), donde β es la el ındice de la opacidad del polvo y cuyo valor se ha

escogido en acuerdo con valores tıpicos de la literatura para la emision opticamente

delgada (β = 1.5− 2.0; Andre et al., 1993; Ward-Thompson et al., 2002).

En el modelo existen parametros que podemos fijar, los cuales son escogidos en acuer-

do con valores tıpicos en la literatura. Uno de estos parametros es β, para el cual usamos

un valor de 1.6 para la componente frıa y tibia (Andre et al., 1993) y un valor de 1.8 es

usado en el ajuste de la componente estelar. El valor del angulo solido usado en cada

una de las componentes es inicialmente escogido con valor similar al que se presenta

Faundez et al. (2004), para el estudio de cores masivos en esta region. De forma que

el unico parametro que hacemos variar para cada componente de emision en el modelo

de la SED en un rango restringido (por valores sugeridos en la literatura de modelos

de SED de YSOs), es la temperatura: Tcd, Twd y Teff , las cuales son la temperatura de

envolvente frıa, envolvente tibia y temperatura efectiva estelar, respectivamente. Si el

86

modelo no ajusta en intensidad con la variacion de la temperatura, cambiamos ligera-

mente el tamano fısico de la componente o bien el valor de la extincion, hasta lograr

un ajuste a los datos fotometricos. El ajuste se hace “a ojo”, en donde se busca que

la suma de las componentes pase por la mayor cantidad de datos fotometricos. Para

estimar incertidumbres en el ajuste y los resultados derivados del ajuste, se considera

que las cantidades que introducen incertidumbre en los resultados, son principalmente

la opacidad y la distancia (usada en el angulo solido y la luminosidad). Debido a que

los errores en los flujos de los objetos son pequenos (del tamano de los puntos en las

graficas), no se consideran en el ajuste. La propagacion de los errores en la opacidad

(β) y la distancia, dan como resultado un error de aproximadamente el 20 % en lumi-

nosidad y por ende, en masa. Estos errores son mostrados en la Tabla 4.4.

En la Tabla 4.1 mostramos los valores de los parametros que mejor ajustan a las obser-

vaciones fotometricas para algunos de los YSOs. Estos objetos son los mas tempranos

en las IRDCs de mayor actividad de formacion estelar en la nube molecular asociada a

la fuente IRAS 18236-1205.

Tabla 4.1: Parametros del modelo SED de ajuste a la fotometrıa de los YSOs clase I/II.

ID Tcd θcd ν0,cd Thd θhd ν0,hd Taeff ν0,⋆

[K] [′′] [THz] [K] [′′] [THz] [K] [THz]

IRS 52a 26.0 28 8.0 140.0 0.12 20 25500 40

IRS 52b 26.0 26 8.0 140.0 0.08 20 20900 40

IRS 50 25.0 12 8.0 140.0 0.04 20 18706 150

IRS 53 26.0 25 8.0 140.0 0.05 20 20900 40

IRS 54 25.0 12 8.0 140.0 0.05 20 18800 40

IRS 13 22.0 10 8.0 140.0 0.12 20 12500 40

IRS 14 24.0 10 8.0 140.0 0.08 20 12500 40

IRS 15 24.0 12 8.0 140.0 0.04 20 15200 150

IRS 9 20.0 10 8.0 140.0 0.05 20 15200 40

Tabla 4.2: Sumario de las bases de datos usadas en el modelo de SED

λ Telescope Angular sensitivity Comments

[ µm], [mm] resolution [′′] [Jy]

3.6 - 8.0 µm IRAC/Spitzera ∼2 1.0 Comments

24.0 µm MIPS/Spitzerb ∼6 1.0 Comments

12 - 100 µm IRASc ∼60 (100) 1.0 Comments

450 µm, 850 µm SCUBA/JCMTd 14 ∼ 1.0 Beam−1 Comments

1.1mm BoloCam/CSOe 33 0.4 Jy Beam−1 Comments

1.2mm SIMBA/SESTf 42 0.04 Jy Beam−1 Comments

87

4.3.5. Parametros fısicos derivados del ajuste del modelo de SED.

Consistencia entre luminosidades del modelo

En esta seccion se discuten los resultados de los ajustes a la SED observacional de los

objetos relacionados con las regiones que presentan indicios de formacion estelar ac-

tiva (region central y region NW). Se muestra la manera en que fueron obtenidos los

parametros fısicos tales como la luminosidad, masa, temperatura, etc., para las diferen-

tes componentes fısicas de los YSOs.

La metodologıa para obtener estos parametros fısicos es una aproximacion del modelo

de SED a las observaciones fotometricas. Esta aproximacion presenta algunas suposi-

ciones, la primera de ellas es que un modelo fısico simple de emision de dos compo-

nentes de emision de cuerpo grıs para la region del mediano, lejano IR y submilimetrico

y la emision de cuerpo negro con extincion, pueden explicar la SED observada de cada

YSO. La segunda suposicion es que la emision observada en el IR y submilimetrico

es debida enteramente al calentamiento del polvo circunestelar (disco circunestelar) y

del polvo de la envolvente frıa por parte de un campo radiativo central (protoestrella o

“estrella” PMS). La adicion de procesos fısicos que pueden contribuir de manera im-

portante como lo son la acrecion en el caso de las etapas tempranas del proceso de

formacion del YSO (Myers, 2014), estan mas alla de los propositos de este trabajo y no

son contemplados en el modelo.

La descripcion detallada de la obtencion de los parametros fısicos usando el modelo es

la siguiente. En primer lugar, suponemos una temperatura de polvo y un tamano angu-

lar para la emision en el contınuo (sub)milimetrico a 1.2 mm, 1.1 mm, 850 µm, 450 µm

y en el lejano infrarrojo (λ ∼ 100 µm). Comenzamos con valores que son similares a

los que usan Faundez et al. (2004) para ajustar una combinacion de un cuerpo grıs para

una temperatura de polvo frıo (20 K-30 K) y para una temperatura de polvo caliente

(130K-150K) a datos de 1.2 mm y del lejano infrarrojo (12 K-100 K; datos de IRAS).

Los valores usados estan de acuerdo con los valores tıpicos que poseen los YSOs en su

etapa temprana, usualmente en la fase de clase I/0 (Beuther et al., 2010).

Enseguida, calculamos la luminosidad integrada (Lenv) de esta componente frıa y la

asociamos a una luminosidad bolometrica (Lbol) de una estrella de secuencia principal,

es decir Lenv = Lbol. Luego usamos los parametros fısicos estelares (Teff , R⋆) de la

estrella asociada para estimar el flujo correspondiente a este tipo de objeto, el cual se

agrega al modelo de SED para ajustar mediante la variacion del valor de la extincion,

los valores observacionales del cercano/medio infrarrojo (2MASS, IRAC). Los valores

de la extincion (AV ) estan restringidos a tener un valor mınimo de 10 magnitudes en el

visual, el cual es la extincion promedio en la lınea de vision de la fuente IRAS˙

Como ejemplo, describimos el ejercicio realizado para la fuente IRS52a. A esta fuente

se le ha asociado un clump frıo denso en emision del continuo a 1.2 mm (Faundez et al.

88

2004), con un tamano angular de 28 arcsec y una temperatura de polvo (Tcd) de 26 K.

Con estos parametros, la luminosidad integrada (Lenv) en el rango espectral de 2 mm

a 20 µm (donde la emision de la componente frıa domina) es de 7.8×103L⊙, lo cual

corresponde aproximadamente a una luminosidad bolometrica de una estrella tipo B1V

(Hanson et al., 1997). Con esto, usamos los parametros estelares de temperatura y radio

estelar para graficar la componente estelar asociada a los datos del cercano infrarrojo,

usando como valor de la extincion de 32 mag. El grafico de la SED de este objeto se

muestra en la Figura 4.7.

Para calcular la masa de la envolvente hemos usado la expresion de Bally et al. (2010)

usando el flujo a 1.1 mm (BoloCam/CSC)

Mclump =D2S1.1mm

κνBν(Td)(4.4)

la cual asume que el clump tiene una emisividad que va como λ−β , siendo el valor de

β igual a 1.8 y que la opacidad (κν) es 0.0114 cm2 g−1 (Bally et al., 2010). D es la

distancia al clump y Td es la temperatura del polvo.

Tabla 4.3: Parametros fısicos derivados del ajuste del modelo SED aplicado a los YSOs

clase I/II.

ID Lenv Menv Physical Thd Physical Mhd Taeff Spectral AV

L⊙ [M⊙] size [pc] [K] size [pc] [M⊙] [K] type [mag]

IRS 52a 3.5d3 132.0 1.96 140.0 0.0084 20 25500 B1V 32

IRS 52b 3.0d3 132.0 1.82 140.0 0.0056 20 20900 B2V 32

IRS 50 6.3d2 <24.0 <0.84 140.0 0.0028 20 18706 B3V 50

IRS 53 2.2d3 80.0 1.75 140.0 0.0035 20 20900 B2V/B3V 40

IRS 54 6.3d2 <24.0 <0.84 140.0 0.0035 20 18800 B3V 40

IRS 13 8.7d1 <35.0 <0.5 140.0 0.0084 20 12500 B7V/B8V 32

IRS 14 1.4d2 30.0 ∼ 0.5 140.0 0.0056 20 12500 B7V 32

IRS 15 4.1d2 30.0 0.84 140.0 0.0028 20 15200 B5V 50

IRS 9 1.1d2 <70.0 <0.7 140.0 0.0035 20 15200 B5V 40

YSOs en la region central de la nube 76: IRDC G19.36-0.02

Los objetos de esta IRDC muestran gran cantidad de evidencia observacional que deno-

ta intensa actividad de formacion estelar: flujos en el lejano infrarrojo tıpicos de fuente

UCHII, maseres de Metanol y Agua, fuentes infrarrojas de clase I/II (obtenidos a partir

de su SED), EGOs, outflows denotados por la presencia de emision de la lınea SiO.

Ademas estan asociados con la presencia de una IRDC prominente (Peretto & Fuller,

2009), pero en presencia de intensa emision en 8.0 µm, lo que hace dıficil su estudio en

89

Figura 4.8: Distribucion espectral de energıa (SED) de la fuente IRS52a. El modelo de SED

consta de tres componentes: una componente frıa (Emision de cuerpo grıs modificado (M-GB);

izquierda), una “tibia” (M-GB; medio) y una fotosfera (Emision de Cuerpo Negro, BB; derecha).

La lınea azul es la suma de las tres componentes. La emision BB graficado con la lınea punteada

es para la fotosfera usada sin extincion. Los diferentes valores de los flujos observados para esta

fuente son graficados con los sımbolos descritos en la parte superior de la figura.

el mediano infrarrojo, debido a la presencia de intensa emision de PAHs y emision de

grano pequeno de polvo.

Las SEDs de objetos clase I estan bien justificados por la presencia de una componente

frıa que domina la SED, y la de una componente tibia que ajusta bien en el rango espec-

tral de 3.6 µm a 24 µm (Figura 4.7). Esta morfologıa esta de acuerdo con el hecho que

estos objetos estan en una estadıa evolutiva muy temprana, donde aun estan embebidos

en una envolvente circunestelar de polvo y gas denso y frıo. Los objetos que presentan

esta configuracion son IRS52a, IRS52b, IRS53. Se encuentra que los objetos IRS52a,

IRS52b estan asociados con un EGO y la emision en SiO, lo cual denota la presencia

de outflows, caracterıstica tıpica en las protoestrellas.

90

Figura 4.9: Distribucion espectral de energıa (SED) de la fuente IRS52b. Los detalles son los

mismos que en la grafica anterior (Fig. 4.7). La lınea gruesa en grıs muestra la suma de las

componentes frıa y “tibia” de la SED de la fuente IRS52a y es usada para referencia.

Por otro lado, tenemos que los objetos de clase II IRS50 e IRS54, que muestran una

SED “plana” en el rango espectral 3.6 µm a 24 µm, y estan de acuerdo con la presencia

de un disco circunestelar y una componente estelar. En este tipo de objetos (T Tauri,

Herbig), no se espera que tengan emision importante procedente de una envolvente

circunestelar. Esto muestra que su estadıa evolutiva es tardıa con respecto a los objetos

clase I.

Fuentes IRS52a e IRS 52b

Las fuentes IRS52a e IRS52b fueron resueltas desde los datos de Spitzer/IRAC. Estas

fuentes contribuyen con la emision mas importante de las fuentes en 24 µm a la fuen-

te IRAS 18236-1205 y con el pico de emision del contınuo a 1.2 mm (SIMBA/SEST;

Faundez et al. 2004) y 1.1 mm (BOLOCAM/CSO; Aguirre et al. (2011)). Ademas,

estas fuentes se encuentran dentro de un contorno de alta densidad columnar (NH2

> 1022 cm−2) y bien asociados con la nube infrarroja oscura G19.36-0.02.

La clasificacion usando el ındice espectral (α; Seccion 4.3.1) de estas fuentes (clase I),

91

Figura 4.10: Distribucion espectral de energıa (SED) de la fuente IRS53. Los detalles son los

mismos que en la Figura 4.8.

las coloca en una fase evolutiva temprana al igual al que presentan las protoestrellas

ya identificadas (por ejemplo, en Beuther et al., 2010). Las caracterısticas derivadas de

estos objetos los colocan dentro de la categorıa de protoestrellas. Su estudio usando

diagramas de diagnostico y modelos de SED mas refinados, ayudara significativamente

a entender mejor la naturaleza fısica de estos interesantes objetos.

Fuentes IRS50, IRS53 e IRS54

Las fuentes IRS50 y IRS54 se encuentran fuera del contorno a 10 % del pico de emi-

sion del polvo a 1.1 mm (BOLOCAM) y su flujo en los datos de 24 µm es menor o

igual al de los datos del cercano infrarrojo (GLIMPSE), siendo su espectro plano en es-

te rango espectral, lo cual hace improbable que su contribucion en el lejano infrarrojo

y milimetrico sea importante, como la que presentan las fuentes IRS52a, IRS52b. Asi-

mismo, esta tendencia soporta su clasificacion tipo clase II. Estos objetos pueden estar

embebidos en la nube molecular central, con la cual se denota por su asociacion con la

region de mayor densidad columnar del gas molecular, la emision del clump definido

en el continuo a 1.2 mm por Faundez et al. (2004) y su baja deteccion en la banda de

8.0 µm, ası como su asociacion con la IRDC G19.36-0.2.

92

La fuente IRS53 parece tener una envolvente asociada a pesar de estar poco asociada

con el clump definido en el contınuo a 1.2mm (Faundez et al., 2004), y de la mayor

emision del gas molecular en la region central. La presencia de una componente caliente

(hot dust, ∼ 130 K-140 K) y frıa (∼ 25 K), respectivamente. Con lo cual se sugiere

una envolvente, con una emision mayor que los flujos lımites (lımites de sensibilidad,

Tabla 4.4), pero menor que los flujos IRAS. Para esta fuente se usa el 33 % del flujo la

fuente IRAS considerando que las fuentes IRS52a, IRS52b e IRS53 son las que mas

contribuyen al flujo en el lejano infrarrojo y submm/mm. La fuente IRS50 se encuentra

dentro de la IRDC central y de la estructura molecular mas intensa en 13CO (mayor

densidad columnar) aunque parece estar poco o no asociada con la emision detectada a

1.1 mm (BOLOCAM) y a 1.2 mm (SIMBA), de forma que la componante frıa de esta

fuente es sugerida del ajuste a los datos observacionales del submm/mm con un 25 %

de la emision en el contınuo a 1.1 mm (Bolocam). De hecho es una fuente debil en 24

µm, con lo cual se prevee que no tenga una emision importante a 100 µm y se asocia

con una envolvente menor a la de IRS52a y IRS52b. De lo anterior, podemos sugerir

usar flujos lımites superiores en el submm/mm (Tabla 4) para ajustar una componente

frıa a la SED de la fuente IRS50, que al igual que la fuente IRS54 parecen tener una

envolvente de este tipo.

YSOs en la region NW de la nube 76: IRDC G19.30+0.07

La region asociada a la estructura molecular NW muestra actividad estelar en proceso.

Esta region esta asociada con una IRDC del catalogo de Peretto & Fuller (2009; IRDC

G19.30+0.07) y muestra evidencia de maseres de Metanol y la presencia de outflows

en CH3 y SiO. Algunas de estas caracterısticas estan asociadas con fuentes infrarro-

jas seleccionadas de 24 µm y clumps de emision en contınuo milimetrico (1.1 mm,

BoloCam; 1.2 mm, Rathborne et al., 2006).

Las fuentes IRS13, IRS14

Las fuentes infrarrojas asociadas con la formacion estelar en proceso son IRS13 (clase

II), IRS14 (clase I), IRS15 (clase I/II) e IRS9 (clase II). Las SEDs asociadas con estos

objetos se muestran en las Figuras 4.12, 4.13, respectivamente. De estos objetos, IRS13

y IRS9 tienen una SED plana, de acuerdo con su clase espectral (clase II). Es posible

que la presencia de la envolvente sea (mucho) menor a la componente ajustada, esto

debido a que los datos observacionales en longitudes de onda >10 µm muestran un

comportamiento plano. De manera que la componente frıa ajustada, pueda estar sobre-

estimada o bien no sea adecuada a la naturaleza de las fuentes IRS13 y IRS9. Datos del

lejano infrarrojo (∼ 100 µm) podrıan dar mas informacion para aceptar o rechazar este

ajuste. El hecho de que el objeto IRS13 es detectado a longitudes de onda del cercano

infrarrojo (2MASS) parece indicar que se trata de un objeto mas evolucionado que una

protoestrella (clase I/0), de hecho su ındice espectral (λ) es clase II; de esto podemos

decir que incluso el tamano de la envolvente frıa asociada a este objeto es menor y por

93


mismos que en la Figura 4.8.

tanto tambien lo es su masa de envolvente. De lo anterior, podemos decir que el valor

del tamano angular y la masa para este objeto pueden ser considerados como valores

lımites superiores (Tabla 4.2).

La fuente IRS14 posee una SED observacional que parece elevarse hacia longitudes

de onda mayores que 10 µm, con lo cual la fuente parece tener una componente frıa

importante. Ademas, el ajuste de la componente frıa es compatible con la presencia de

un flujo grande en 24 µm y la presencia de un core de polvo en 1.1 mm y su contraparte

en 450 µm y 850 µm. Su ındice espectral es clase I con lo cual el valor de su tamano

angular y su masa parecen estar de acuerdo con los datos observacionales. Los valores

asi calculados estan en la Tabla 4.3. El hecho de que presenten un valor lımite inferior

en 8.0 µm, sugiere que este objeto puede estar embebidos en polvo denso y frıo que

absorbe en esta banda (y sobre todo en la banda de absorcion de los silicatos alrededor

de 10 µm) la radiacion del continuo estelar en el rango espectral de 7 µm a 12 µm.

Fuente IRS9

En este caso, una temperatura menor a 26 K parece ajustar bien a los datos entre 450

µm y 1.2 mm (BOLOCAM). En efecto, una temperatura de 20 K – 21 K parece ajustar

94


mismos que en en la Figura 4.8.

mejor a los datos observacionales, con lo cual usamos una temperatura de polvo frıo

de 20 K, lo cual esta de acuerdo con la temperatura de 21 K usada por Rathborne et al.

(2006) para el core estudiado por estos autores.

Fuente IRS15

La fuente IRS15 se encuentra asociada con un core de polvo frıo en emision a 1.1 mm

(core 5, Catalogo BoloCam; Rathborne et al., 2010), aunque no se encuentra asociado

con el pico de emision del core, si se esta asociado con la IRDC (Peretto & Fuller,

2009). Su SED observacional en el cercano y medio infrarrojo no esta definida (los

datos de las bandas [5.8] y [8.0] son upper limit), sin embargo, los datos de las bandas

[3.6], [4.5] y 24 µm parecen sugerir que los flujos son planos o se incrementan con-

forme aumenta la longitud de onda. El ındice espectral no esta bien definido (por lo

antes expuesto). En todo caso, su ındice espectral podrıa estar asociado con un YSO de

clase I/II muy embebido. De lo anterior y del hecho que no esta asociado con el pico

de emision a 1.1mm, podemos usar en el ajuste del modelo de SED una componen-

te frıa ajustada por los valores lımite superior (upper limit) con los valores lımite de

sensibilidad en las bandas de 1.2 mm, 1.1 mm y 850 µm.

95

4.3.6. Comparacion entre parametros fısicos derivados del modelo

de SED y del trabajo de Retes-Romero et al. (2017)

En esta seccion se muestran los resultados de la luminosidad bolometrica y la masa de

los YSOs obtenidas a partir del ajuste del modelo de SED a los datos fotometricos des-

crito en la seccion anterior. Se comparan estos resultados con respecto a los obtenidos

en el capıtulo 2. En la Tabla 4.4 se muestran la luminosidad y masa de los YSOs de

clase I y II embebidos en las IRDCs G19.36−0.02 y G19.30+0.07.

Tabla 4.4: Comparativa entre parametros fısicos derivados del ajuste del modelo SED y

derivados en el capıtulo 2 para los YSOs en las IRDCs estudiadas.

Este trabajo Retes-Romero+2017

ID YSO log Lbol M⋆ log Lbol M⋆ Class

[L⊙] [M⊙] [L⊙] [M⊙]

(1) (2) (3) (4) (5)

IRS52a 3.90 9.5±2.0 3.14 7.0±2.0 IIRS52b 3.46 7.0±1.5 3.14 7.0±2.0 IIRS50 3.20 5.5±2.0 1.78 2.5±1.0 IIIRS53 3.20 5.5/7.0±2.0 3.03 6.0±2.0 IIRS54 3.20 5.5±2.0 1.03 2.5±1.0 IIIRS13 1.95 3.5±1.0 1.72 2.5±1.0 IIIRS14 1.95 3.5±1.0 1.61 2.5±1.0 IIRS15 2.68 4.0±1.0 1.06 2.0±1.0 I/IIIRS9 2.68 4.0±1.0 1.57 2.5±1.0 II

Los valores resultantes en luminosidad y masa son similares en los YSOs clase I, mien-

tras que para los de clase II difieren en un factor desde 1.4 a 2.2 en masa. Una po-

sibilidad para explicar la discrepancia entre estos valores para los objetos de clase II,

proviene del hecho que la suposicion de existe una envolvente en estos objetos agrega

luminosidad al YSO y que no puede medirse debido a la falta de datos. La luminosidad

de la envolvente tiene una gran contribucion a la luminosidad bolometrica, en al menos

un factor 2 a 5 con respecto a la luminosidad en el mediano y cercano infrarrojo. La

luminosidad de la envolvente no esta contemplada en la metodologıa del capıtulo 2 para

obtener la luminosidad bolometrica.

La extension de la muestra de YSOs con fotometrıa completa en el rango espectral

usado para ajustar la SED y el aumento de la fotometrıa en este rango proveera una

sustancial mejora en la determinacion de los parametros obtenidos para los YSOs.

96

4.4. Discusion. Escenario de formacion estelar de alta

masa en la region de formacion estelar IRAS 18236-

1205

4.4.1. Los YSOs asociados con la IRDC G19.36-0.02

La fuente IRAS 18236-1205 se encuentra asociada con la IRDC central de la nube mole-

cular MC76. Esta region muestra la estructura molecular de mayor densidad columnar

y esta asociada con intensa actividad de formacion estelar: outflows, YSOs, emision

maser, etc. A fin de describir el escenario fısico hemos seleccionado los YSOs que se

encuentran espacialmente asociados con el beam de IRAS (∼1 arcmin en 100 µm). En-

contramos que 4 fuentes MIPSGAL estan dentro del beam, una de ellas es resuelta en

dos fuentes GLIMPSE, siendo en total 5 fuentes infrarrojas en el beam de IRAS. Las

fuentes IRS52a, IRS52b, IRS53 poseen colores infrarrojos y una SED tıpica de YSO

clase I, mientras que los restantes IRS50 e IRS54 una tienen SED clase II.

De los parametros fısicos obtenidos usando los modelos SED (Robitaille et al., 2006),

notamos que los objetos IRS52a e IRS52b tienen las tasas de acrecion mas altas de la

region central y de la muestra total, lo cual es una caracterıstica de una fase evolutiva

muy temprana. Estos objetos estan asociados con la fuente mas brillante en los datos

de 24 µm. Tambien muestra actividad de outflow, lo cual es sugerido por la emision

brillante y extendida en la banda de GLIMPSE [4.5] (Cyganowski et al., 2008) y la de-

teccion de emision maser de metanol (Walsh et al., 2003). El outflow ha sido observado

en HCO+(1-0), HCN(1-0) y C18O(2-1) por Lopez-Sepulcre et al. (2010) y en SiO(2-1)

y SiO(3-2) por Lopez-Sepulcre et al. (2011), de lo cual se confirma su naturaleza en una

estadıa temprana. Estos objetos se encuentran espacialmente asociados con la presencia

de una IRDC (IRDC G19.36-0.02; Rathborne et al. (2006)), la cual ha sido estudiada

en el capıtulo 3. Derivado de su estudio, esta IRDC cumple con el criterio de formacion

estelar de estrellas masivas (Kauffmann et al., 2010).

Los YSOs de esta region muestran una SED tipo clase I y II, con tasas de acrecion

moderadas a altas y muestran evidencia de outflows y probablemente la presencia de

discos de acrecion. Estas caraterısticas muestran que son objetos que se encuentran en

una estadıa evolutiva muy temprana de la formacion estelar y son excelentes candida-

tos a precursores de estrellas masivas. El escenario que se muestra en esta region es

el conocido como etapa de “Hot Molecular Core” en regiones de formacion estelar de

alta masa (Garay & Lizano, 1999; Churchwell, 2002). La fenomenologıa presentada es

indicio de una etapa anterior a la aparicion de la region ionizada y denota la juventud

de la region de formacion estelar. Se encuentra que los YSOs de esta region moelcular

central estan en una region mas pequena que 1 pc, lo cual sugiere un indicio de la pre-

sencia de un protocumulo estelar (podrıan estar muchas mas estrellas de baja masa no

detectadas) en una fase evolutiva temprana (Rathborne et al., 2006).

97

Figura 4.13: Imagen de tres colores GLIMPSE (RGB) de la IRDC central de la nube molecular

hacia la fuente IRAS 18236-1205. En contornos amarillos se muestra la emision de la banda

MIPS/Spitzer 24 µm, mientras en cruces moradas se muestra la posicion de fuentes de emision

maser de metanol a 6.7 GHz y en rombo negro, proximo al pico de emision de 24 µm se

encuentra la posicion de emision maser de metanol a 44 GHz. Notese la presencia de emision

extendida en la banda 4.5 µm (color verde), denotando la existencia de emision producida por

material chocado (outflow) la cual esta asociada a la presencia de emision maser de metanol a

6.7 GHz y a la fuente IR brillante.

4.4.2. Los YSOs asociados con la IRDC G19.30+0.07

En la region Norte-Oeste (NW) de la nube molecular se encuentra una estructura densa.

Esta region esta asociada con una IRDC y con cores densos develados por la emision de

polvo frıo (en el submilimetrico y milimetrico) (G19.30+0.07; Rathborne et al. (2006)).

En esta region se encuentran 3 YSOs de clase I y II, uno de ellos (IRS14) tiene una SED

caracterıstica de clase I. Los objetos IRS13 e IRS9 son clase II. Algunos otros objetos

en la region muestran una SED tipo clase III.

A partir de los parametros fısicos calculados para cada YSO, encontramos que IRS9

(clase II) e IRS14 (clase I) tienen moderadas/altas tasas de acrecion. Estos objetos son

fuentes brillantes en 24 µm y son asociadas con cores densos en emision del contınuo

a 1.2mm (Faundez et al., 2004; Rathborne et al., 2006). Ambos objetos estan asociados

con EGOs denotando la presencia de outflows. La presencia de outflow es verificado

98

por la deteccion de HCO+(1-0), HCN(1-0) y C18O(2-1) (Lopez-Sepulcre et al., 2010);

tambien se ha detectado emision en la lınea de SiO (J=2-1) y (J=3-2) (Lopez-Sepulcre

et al., 2011). Esto evidencia la juventud de los objetos y de la region. La presencia

de EGOs y outflows evidenciados por la presencia de lıneas moleculares en emision

asociadas con fuentes 24 µm brillantes, las cuales son asociadas a IRDCs y cores densos

y frıos, confirma un escenario de intensa formacion estelar de alta masa.

4.4.3. Sesgo observacional de seleccion en la banda de 24 µm

El uso de los datos de MIPSGAL 24 µm para seleccionar fuentes puntuales introduce

un sesgo observacional en la muestra de estudio. Este sesgo causa que las fuentes que

se detecten a distancias mayores a 1 kpc sean fuentes en las etapas evolutivas mas

tempranas, como el caso de las protoestrellas, ası como para los objetos masivos mas

evolucionados. En las fases tempranas de la formacion estelar, las altas luminosidades

de los objetos clase 0/I son debidas a la intensa acrecion del material circunestelar hacia

el disco de acrecion. La emision resultante domina el rango espectral MIR/FIR, donde

la seleccion de los objetos esta preferencialmente poblada. Considerando la distancia a

la nube molecular (D=2.5 kpc), es claro que los YSOs tempranos de baja luminosidad

no son probablemente detectados. Entonces, debido a la “incompletez” de la muestra,

es claro que no es posible construir una funcion inicial de masa (IMF) completa y

calcular la eficiencia de formacion estelar de la region. Una solucion a este problema

de “incompletez” para calcular la funcion de masa y de luminosidad es descrito en el

capıtulo 2.

4.5. Resumen

En este capıtulo se ha estudiado en detalle la poblacion estelar joven en IRDCs asocia-

das a la region de formacion estelar IRAS 18236-1205. Esta region fue estudiada en el

capıtulo 2, y presenta nubes infrarrojas oscuras (IRDCs) candidatas a progenitores de

estrellas de alta masa y posibles cumulos estelares, las cuales han sido estudiadas en

el capıtulo 3. Se ha seleccionado e identificado una muestra de 99 YSOs con exceso

infrarrojo caracterıstico de protoestrellas y YSOs. Un analisis fotometrico con diagra-

mas color-color y color-magnitud confirman la buena seleccion de fuentes infrarrojas.

A cada uno de los YSOs se les ha caracterizado usando una clasificacion basada en el

ındice espectral en el IR, en valores de colores fotometricos y con la distribucion espec-

tral de energıa (SED) en longitudes de onda del cercano infrarrojo hasta la region del

milimetrico (∼1.2 mm). Usando modelos de SED hemos obtenido parametros fısicos

de cada uno de los YSOs, encontrando congruencia entre su clasificacion y sus propie-

dades fısicas, ası como con la distribucion espacial de cada tipo de YSO.

Los YSOs clase I estan asociados con las fuentes mas brillantes en los datos de 24 µm,

los nucleos (cores) densos y frıos (en emision a longitudes de onda del submm/mm) y

99

con las IRDCs. Estos objetos tambien se encuentran asociados con emision maser de

Metanol a 44 GHz (los cuales son excitados por shocks y/o outflows) y emision maser

de Metanol a 6.7 GHz (excitados por intensos campos radiativos) espacialmente proxi-

mos a las fuentes infrarrojas, lo cual los hace exclusivamente asociados las regiones

proximas a estrellas masivas. Estas fuentes estan asociadas con intensos EGOs. Esta

fenomenologıa nos sugiere que tanto la IRDC central de la nube molecular, como la

IRDC NW de la nube molecular pueden ser descritas en un escenario fısico de la for-

macion estelar de alta masa denominado como “Hot Molecular Core”, el cual es previo

a la aparicion de una region ionizada (region UCHII).

100

Capıtulo 5

Conclusiones y trabajo futuro

“Soy hombre: duro poco,

y es enorme la noche.

Pero miro hacia arriba,

las estrellas escriben.

Sin entender comprendo,

tambien soy escritura,

y en este mismo instante,

alguien me deletrea. ”

Hermandad, Octavio Paz.

5.1. Ley de formacion estelar en nubes moleculares galacti-

cas con formacion estelar de alta masa

En el presente trabajo de tesis se ha estudiado la ley de formacion estelar o ley de

Schmidt a nivel intra-nube y global, en una muestra galactica de 12 nubes moleculares

gigantes que hospedan formacion estelar de alta masa. Ası mismo, se ha obtenido la re-

lacion de formacion estelar en nubes infrarrojas oscuras (IRDCs) asociadas a las nubes

moleculares. Las conclusiones del presente trabajo se describen a continuacion:

1. Se ha encontrado una ley de formacion estelar (Σgas ∝ΣSFRα) intra-nube en la

muestra de nubes moleculares galacticas. Esta muestra dos regımenes de forma-

cion estelar, en cada uno de estos se obtiene una forma de ley de potencia: para

valores de Σgas menores que un valor promedio de 230 M⊙ Myr−1 pc−2, la tasa de

formacion estelar (ΣSFR) es independiente de Σgas (α = 0.2 − 0.6), mientras que

para valores mayores que este valor en Σgas, la relacion muestra ındices con valores

entre 1.4 hasta 3.6.

2. El valor de Σgas donde ocurre el cambio de regimen en la ley de formacion estelar

tiene un rango de valores de Σgas entre 150 y 360 M⊙ Myr−1 pc−2, con un valor

101

promedio de 230 M⊙ Myr−1 pc−2. Estos valores para el cambio de regimen son

similares a los reportados en la literatura reciente como valores umbrales en Σgas

para la ley de formacion estelar.

3. La ley de formacion estelar en el regimen de alta densidad es similar a la reportada

en estudios previos en regiones galacticas cercanas de formacion estelar de baja y

alta masa. Para el rango de valores bajos en Σgas no se reportan resultados previos

en estudios galacticos. Los valores del ındice sublineal (α = 0.2−0.6) implica que

la formacion estelar es escasa en el regimen de baja densidad de gas, en consistencia

con resultados previos en estudios galacticos y extragalacticos.

4. Para el caso del estudio de la ley de Schmidt usando valores globales, esta muestra

que las nubes tienen valores que yacen sobre la relacion encontrada por Kennicutt

(1998) y por encima de esta. Ademas, la distribucion de los valores de ΣSFR y

Σgas de las nubes es similar a los valores de clumps densos en estudios galacticos y

extragalacticos previos.

5. Se encontro que las IRDCs no siguen una relacion de formacion estelar y que estas

se encuentran agrupadas alrededor de un valor en Σgas de ∼ 300 M⊙ pc−2, lo cual es

explicado por la dependencia de Σgas de una correlacion masa-radio presente en las

IRDCs. Alrededor del 40 % del total de las IRDCs cumple con el criterio masa-radio

de Kauffmann et al. (2010) para aquellas regiones de formacion estelar que pueden

formar estrellas de alta masa y posibles cumulos estelares. De estas, 25 IRDCs

tienen masas mayores a 1 000 M⊙, lo cual las convierte en buenos candidatos para

estudiar las condiciones fısicas iniciales de la formacion de cumulos estelares.

6. Para la muestra de nubes, se encontro que la fraccion de los YSOs con una masa ma-

yor a 3 M⊙ es constante desde 1021 cm−2 hasta ∼ 3.0×1022 cm−2, a partir de donde

la fraccion se incrementa hasta en un factor de 3 en el valor ∼ 6.0× 1022 cm−2. A

partir de este valor, los objetos masivos son la poblacion dominante de la poblacion

“estelar”. Este resultado es consistente con la idea de que las regiones con altas

densidades tienen mayores probabilidades de formar estrellas de alta masa, lo cual

esta de acuerdo con resultados en estudios teoricos y observacionales recientes.

7. Se ha encontrado que la eficiencia de formacion estelar (SFE) aumenta con respecto

al incremento de la fraccion de YSOs evolucionados, lo cual sugiere una dependen-

cia temporal de la SFE. Suponiendo que la formacion estelar en una nube molecular

se da de manera contınua, la eficiencia de formacion estelar debe aumentar con res-

pecto al tiempo. Estas implicaciones son las que se observan en los resultados del

presente trabajo. De lo anterior, se sugiere que la conversion de la funcion de masa

de cores protoestelares hacia la IMF estelar se completa primero en el rango de alta

masa y toma mas de 2 Myr completarla en el rango de baja masa.

102

5.2. Lıneas de investigacion a futuro

En el presente trabajo son derivados importantes topicos de investigacion, estos son: el

estudio extensivo de la ley de formacion estelar intra-nube y global para una muestra

mas amplia de nubes moleculares galacticas con formacion estelar de alta y baja masa.

Un segundo tema de investigacion es la funcion de masa de poblaciones de objetos es-

telares jovenes embebidos en regiones galacticas de formacion estelar. La tercera lınea

de investigacion es sobre la evolucion temporal de los parametros de la actividad de

formacion estelar (SFR, SFE, fHM, etc.). A continuacion se hace una breve descripcion

de cada una de estas.

Ley de formacion estelar en una muestra ampliada

El estudio de la ley de formacion estelar en una muestra mas amplia de nubes mole-

culares galacticas nos ofrece la certidumbre de saber si la relacion encontrada en el

presente trabajo (“Broken power law”) es una tendencia general para las nubes mole-

culares galacticas. En este caso, la muestra ampliada de nubes y mayor completez en el

censo de YSOs debe definir con mayor precision los intervalos en densidad del gas para

los cuales los dos regımenes de la ley de Schmidt estan presentes. Lo anterior, tambien

define con mayor precision el intervalo en el cual se encuentran los valores umbrales de

la ley de formacion estelar y da pistas hacia una evidencia observacional que soporte y

restrinja la teorıa de la ley de formacion estelar para el caso galactico.

Se propone realizar la continuacion de este estudio en la muestra de nubes moleculares

definida en Luna (2003). El uso de diferentes trazadores del medio interestelar (mo-

lecular y gas) es dada por las observaciones del telescopio Herschel y datos de 13CO

(survey GRS), disponibles en la actualidad. La fotometrıa en el rango espectral de 1.0

µm a 24.0 µm (Spitzer) es disponible a fin de caracterizar la poblacion de los objetos

estelares jovenes.

Funcion de masa de YSOs

Cuestiones relacionadas a la funcion de masa de YSOs permanecen abiertas, en par-

ticular ¿Que origina la similitud de la funcion de masa de cores, protoestrellas y de

estrellas? (Andre et al., 2010; Myers 2000) ¿La funcion de masa evoluciona en el tiem-

po?. La funcion de masa de los YSOs en cada una de las nubes obtenida en el presente

trabajo sigue en general, una distribucion log normal mas una ley de potencia tipo Sal-

peter. Esta es una distribucion que se ha encontrado en la literatura para funciones de

masa de cores proto estelares y cumulos estelares jovenes (Bastian et al., 2010). La

consistencia de un ındice similar al de la IMF canonica de Salpeter, muestra que el

estudio de una muestra mas completa de YSOs dara pistas para obtener una funcion de

masa representativa de las poblaciones de YSOs embebidas en una region galactica de

formacion estelar y comparar con la literatura.

103

A fin de estudiar este punto, se propone extender el censo de YSOs y separar las pobla-

ciones en etapas evolutivas, a fin de caracterizar la funcion de masa de forma evolutiva

usando la metologıa desarrollada en el capitulo 2. Tambien se propone estudiar el medio

ambiente y escenario de formacion estelar en el que se encuentran.

Estudio de cores y clumps proto estelares en las IRDCs

Se propone realizar un estudio detallado de la poblacion de clumps y cores proto este-

lares embebidos en las IRDCs y de su contraparte en el FIR y submm a fin de aumentar

nuestro entendimiento de la funcion de masa de esta poblacion joven, el tiempo pro-

medio que dura esta fase entre otros parametros, los cuales son fundamentales en el

entendimiento del proceso de su formacion y evolucion.

Para ello se ha seleccionado, una muestra de fuentes infrarrojas en la banda de 24 µm

sin deteccion en las bandas GLIMPSE y del cercano infrarrojo (2MASS). Estas fuentes

son seleccionadas del trabajo de Retes-Romero et al. (2017), en donde son clasificadas

como candidatas a YSOs Clase 0/I. Estas observaciones se pueden hacer utilizando el

instrumento AzTEC y el radio telescopio GTM. La sensibilidad y resolucion angular

(8.5′′) que actualmente tiene el radio telescopio garantiza la deteccion y resolucion

espacial de clumps a distancias hasta 10 kpc (Heyer et al., 2017).

Estudio de polarizacion NIR en regiones de formacion estelar

El escenario de formacion estelar en la nube molecular MC76 estudiado por Luna et

al. (2017) ha sugerido que en esta existe un escenario de formacion estelar que puede

explicarse si las lıneas del campo magnetico estan alineadas perpendicular a la elon-

gacion de la estructura molecular principal dentro del contorno en NH2de 1022cm−2 y

en el cual se encuentran embebidas las principales nubes infrarrojas oscuras. A fin de

explorar esta idea, se proponen observaciones de polarizacion en el cercano infrarrojo

con el instrumento POLICAN (Devaraj et al., 2015) y el telescopio 2–m del Observa-

torio Astrofısico Nacional (Cananea, Sonora, Mexico) operado por el INAOE.

Estas observaciones seran usadas para realizar los mapas de polarizacion de algunas

de las regiones de formacion estelar estudiadas por Retes-Romero et al. (2017) y que

presentan dos tipos de escenarios de formacion estelar. Lo anterior nos daran un mejor

entendimiento de la polarizacion del medio interestelar proximo a la nube molecular

y su relacion con la dinamica de la nube molecular, a fin de entender la relacion del

campo magnetico en el escenario de formacion estelar presente en esta y otras regiones

de formacion estelar.

104

Apendice A

Tablas de las IRDCs asociadas con las

nubes moleculares.

En este apendice se incluye una tabla con las IRDCs asociadas cada una de las nubes

moleculares del estudio (§2.0).

Tabla A.1: Parametros observacionales de las IRDCs.

ID Longal Latgal a b θ τ[deg] [deg] [''] [''] []

(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7)

MC1-IRDC1 50.1647 −0.5628 20.5 10.9 38 0.49

MC1-IRDC2 50.1968 −0.5376 10.6 7.1 47 0.41

MC1-IRDC3 50.2577 −0.5032 114 68.5 332 0.45

MC1-IRDC4 50.2623 −0.4876 14 7.9 326 0.38

MC1-IRDC5 50.2551 −0.4653 60.7 28.3 295 0.46

MC1-IRDC6 50.3240 −0.4724 8.7 6.3 36 0.46

MC2-IRDC1 49.8984 −0.5673 64.1 35.5 17 0.49

MC2-IRDC2 49.9540 −0.5358 27.4 17.4 28 0.49

MC2-IRDC3 50.0578 −0.6322 158.2 50.1 5 0.54

MC2-IRDC4 50.0919 −0.6740 80.8 53.7 77 0.46

MC2-IRDC5 50.1529 −0.4965 37.3 11.4 64 0.43

MC2-IRDC6 50.1594 −0.6848 114.7 57.5 3 0.53

MC2-IRDC7 50.1647 −0.5629 20.5 10.9 38 0.49

MC2-IRDC8 50.1792 −0.5883 54.3 12.1 −84 0.44

MC2-IRDC9 50.1950 −0.6070 30.4 15.6 67 0.46

MC2-IRDC10 50.1968 −0.5377 10.6 7.1 47 0.41

MC2-IRDC11 50.2092 −0.5091 37.1 17.0 −21 0.47

MC2-IRDC12 50.2194 −0.5738 8.9 7.7 −6 0.45

MC2-IRDC13 50.2237 −0.6272 90.4 47.1 −15 0.42

Continua en la siguiente pagina

106

Tabla A.1 – Continuacion de la pagina anterior

ID Longal Latgal a b θ τMC2-IRDC14 50.2242 −0.5972 14.6 4.3 −66 0.39

MC2-IRDC15 50.2425 −0.5612 20.9 7.1 10 0.41

MC2-IRDC16 50.2423 −0.6282 28.8 14.9 −41 0.49

MC2-IRDC17 50.2551 −0.4653 60.7 28.3 −65 0.43

MC2-IRDC18 50.2577 −0.5033 114.0 68.5 −28 0.45

MC2-IRDC19 50.2623 −0.4876 14.0 7.9 −34 0.38

MC2-IRDC20 50.3240 −0.4724 8.7 6.3 36 0.46

MC2-IRDC21 50.3770 −0.3887 17.2 14.8 −51 0.50

MC2-IRDC22 50.3936 −0.3678 15.2 7.5 −88 0.42

MC2-IRDC23 50.4281 −0.3998 24.6 11.4 5 0.56

MC9-IRDC1 45.7054 −0.2269 42.8 22.7 −22 0.46

MC9-IRDC2 45.7619 −0.2546 76.0 25.8 −7 0.41

MC9-IRDC3 45.7875 −0.3357 351.3 92.7 −1 0.57

MC9-IRDC4 45.7917 −0.2759 194.6 94.8 −2 0.55

MC9-IRDC5 45.8439 −0.3331 61.8 53.9 39 0.49

MC9-IRDC6 45.8858 −0.5099 40.0 19.0 37 0.44

MC9-IRDC7 45.9275 −0.3758 113.5 91.6 −6 0.54

MC9-IRDC8 45.9427 −0.4211 117.3 54.3 8 0.47

MC9-IRDC9 45.9481 −0.3636 23.2 17.9 68 0.37

MC12-IRDC1 45.1697 −0.4281 103.6 58.6 −35 0.44

MC12-IRDC2 45.1884 −0.4692 207.9 92.3 2 0.48

MC12-IRDC3 45.1900 −0.4100 93.0 55.1 3 0.42

MC20-IRDC1 42.4210 −0.2320 90.3 70.3 14 0.51

MC20-IRDC2 42.4680 −0.2770 81.3 44.5 −53 0.50

MC20-IRDC3 42.4010 −0.3090 153.9 80.1 43 0.46

MC20-IRDC4 42.3760 −0.3230 9.9 7.5 −79 0.44

MC20-IRDC5 42.5200 −0.1090 6.0 5.2 74 0.43

MC21-IRDC1 42.0320 −0.5360 20.9 7.1 −75 0.47

MC21-IRDC2 42.0420 −0.5600 71.6 25.9 −32 0.46

MC21-IRDC3 42.0610 −0.6020 300.0 78.6 −4 0.76

MC21-IRDC4 42.0940 −0.6140 44.3 26.5 −11 0.77

MC21-IRDC5 42.1030 −0.6170 6.8 4.5 −31 0.41

MC21-IRDC6 42.2210 −0.5850 12.3 6.2 −71 0.59

MC21-IRDC7 42.2320 −0.5810 178.8 27.9 −20 0.57

MC21-IRDC8 42.2170 −0.5970 9.1 6.8 63 0.48

MC21-IRDC9 42.0940 −0.6310 25.5 9.9 84 0.49

MC21-IRDC10 42.0530 −0.6310 25.9 17.0 67 0.48

MC21-IRDC11 42.1370 −0.6480 442.9 244.0 −29 1.29

MC21-IRDC12 42.2440 −0.6030 12.4 7.6 70 0.37

MC21-IRDC13 42.0390 −0.6510 28.9 26.7 −80 0.47


107


ID Longal Latgal a b θ τMC21-IRDC14 42.0830 −0.6630 28.7 20.0 −74 0.50

MC21-IRDC15 42.2430 −0.6520 67.5 50.7 1 0.54

MC23-IRDC1 41.4920 −0.1470 110.5 57.9 −46 0.56

MC75-IRDC1 19.4393 0.1568 37.0 11.7 −49 0.43

MC75-IRDC2 19.4970 0.1139 11.3 5.6 3 0.43

MC75-IRDC3 19.5207 0.0675 86.7 41.1 −54 0.52

MC75-IRDC4 19.5237 0.1371 9.0 6.2 80 0.43

MC75-IRDC5 19.5302 0.1280 105.5 78.1 39 0.44

MC75-IRDC6 19.5405 0.1051 37.0 20.4 71 0.46

MC75-IRDC7 19.5845 0.0946 56.2 28.2 88 0.40

MC76-IRDC1 19.3760 −0.0340 128.4 38.2 13 0.70

MC76-IRDC2 19.3940 −0.0050 86.0 55.2 −38 0.60

MC76-IRDC3 19.3590 0.0220 9.3 6.8 1 0.46

MC76-IRDC4 19.4030 −0.0590 7.5 5.3 −34 0.44

MC76-IRDC5 19.3780 −0.0820 23.1 17.8 70 0.53

MC76-IRDC6 19.4030 −0.0840 48.6 17.8 −69 0.56

MC76-IRDC7 19.3740 0.0600 25.1 4.7 66 0.40

MC76-IRDC8 19.4200 −0.0890 57.5 27.7 −67 0.43

MC76-IRDC9 19.3360 0.0850 26.5 8.7 49 0.43

MC76-IRDC10 19.3200 0.0830 28.7 5.8 26 0.47

MC76-IRDC11 19.2540 0.0300 23.8 13.8 38 0.46

MC76-IRDC12 19.3340 0.0970 11.6 7.3 84 0.58

MC76-IRDC13 19.2470 0.0240 8.1 5.7 −29 0.46

MC76-IRDC14 19.2870 0.0800 113.4 53.4 64 0.85

MC76-IRDC15 19.2760 0.0710 58.7 37.4 51 0.45

MC76-IRDC16 19.4680 −0.0830 18.4 12.7 5 0.52

MC76-IRDC17 19.4790 −0.0660 14.1 7.7 −82 0.50

MC76-IRDC18 19.4530 −0.1130 43.4 18.5 72 0.44

MC76-IRDC19 19.2520 0.0660 22.4 8.6 79 0.45

MC76-IRDC20 19.2270 −0.0660 43.9 23.0 65 0.52

MC76-IRDC21 19.4980 −0.0510 38.8 20.2 21 0.65

MC76-IRDC22 19.2420 0.0710 34.7 23.1 −75 0.63

MC76-IRDC23 19.2020 −0.0300 9.9 6.2 −60 0.43

MC76-IRDC24 19.2040 −0.0660 11.3 6.5 6 0.58

MC76-IRDC25 19.2420 0.0990 39.0 16.4 −26 0.41

MC78-IRDC1 18.6810 −0.0510 87.1 23.8 20 0.60

MC78-IRDC2 18.6240 −0.0700 361.5 70.3 22 0.71

MC78-IRDC3 18.6890 −0.0930 55.5 24.9 23 0.51

MC78-IRDC4 18.6410 −0.1140 12.0 5.9 52 0.42

MC78-IRDC5 18.7020 −0.1000 25.5 19.3 60 0.46


108


ID Longal Latgal a b θ τMC78-IRDC6 18.6970 0.0030 28.5 26.0 −35 0.46

MC78-IRDC7 18.6320 −0.1360 27.7 5.3 75 0.45

MC78-IRDC8 18.7460 −0.0120 32.9 14.9 67 0.58

MC78-IRDC9 18.7620 −0.0290 66.9 18.7 46 0.57

MC78-IRDC10 18.7900 −0.0250 30.5 20.9 26 0.70

MC78-IRDC11 18.5600 −0.1600 37.4 26.7 −84 0.51

MC78-IRDC12 18.5130 −0.0260 10.0 6.5 42 0.51

MC78-IRDC13 18.5220 −0.1390 22.2 6.1 −14 0.49

MC78-IRDC14 18.5400 −0.1630 23.7 9.6 19 0.60

MC78-IRDC15 18.8330 −0.0780 28.6 10.7 3 0.48

MC78-IRDC16 18.4920 0.0170 24.5 10.9 −30 0.43

MC78-IRDC17 18.8490 −0.0860 47.2 28.8 50 0.67

MC78-IRDC18 18.8330 0.0250 55.2 29.9 −15 0.45

MC78-IRDC19 18.5000 −0.1830 18.5 14.8 65 0.66

MC78-IRDC20 18.4860 −0.1650 113.7 24.2 −19 0.54

MC78-IRDC21 18.4930 −0.2010 59.3 41.5 −55 0.65

MC78-IRDC22 18.4720 −0.1800 109.1 49.6 −18 0.55

MC78-IRDC23 18.4420 −0.1840 16.8 12.2 49 0.41

MC78-IRDC24 18.5620 −0.2910 24.0 9.9 −71 0.55

MC78-IRDC25 18.5730 −0.3000 9.8 5.5 71 0.50

MC78-IRDC26 18.5740 −0.3420 22.1 9.3 69 0.56

MC78-IRDC27 18.5760 −0.3670 59.4 18.1 −71 0.43

MC80-IRDC1 17.6260 0.1580 89.3 36.7 −88 0.42

MC80-IRDC2 17.6446 0.0746 100.5 50.2 16 0.46

MC80-IRDC3 17.6500 0.2236 38.2 27.9 8 0.47

MC80-IRDC4 17.6566 0.1701 200.6 123.4 74 0.79

MC80-IRDC5 17.6792 0.2385 56.6 25.0 −1 0.53

MC80-IRDC6 17.9577 0.0833 62.7 17.1 59 0.60

MC80-IRDC7 17.9590 0.0736 11.6 5.3 −37 0.44

MC81-IRDC1 16.9155 −0.0844 69.5 22.9 42 0.68

MC81-IRDC2 16.9327 −0.0923 13.4 5.8 26 0.45

MC81-IRDC3 16.9656 −0.0953 145.2 18.7 48 0.52

109

Tabla A.2: Parametros fısicos de las IRDCs.


[pc] [M⊙] [M⊙ pc−2] [g cm−2] [M⊙ Myr−1 pc−2]

(1) (2) (3) (4) (5) (6)

MC1-IRDC1 0.09 9 313 0.06 8.52

MC1-IRDC2 0.05 2 262 0.05 25.30

MC1-IRDC3 0.56 283 287 0.06 6.09

MC1-IRDC4 0.06 3 243 0.05 17.93

MC1-IRDC5 0.26 64 294 0.06 10.39

MC1-IRDC6 0.04 2 294 0.06 34.74

MC2-IRDC1 0.77 597 313 0.06 0.12

MC2-IRDC2 0.35 125 313 0.06 0.60

MC2-IRDC3 1.45 2291 345 0.07 1.61

MC2-IRDC4 1.07 1068 294 0.06 0.54

MC2-IRDC5 0.33 98 275 0.05 4.20

MC2-IRDC6 1.32 1871 338 0.07 0.04

MC2-IRDC7 0.24 59 313 0.06 1.33

MC2-IRDC8 0.41 155 281 0.05 3.63

MC2-IRDC9 0.35 117 294 0.06 4.40

MC2-IRDC10 0.14 17 262 0.05 15.85

MC2-IRDC11 0.41 159 300 0.06 1.89

MC2-IRDC12 0.13 17 287 0.06 4.17

MC2-IRDC13 1.06 957 268 0.05 0.28

MC2-IRDC14 0.12 13 249 0.05 4.75

MC2-IRDC15 0.19 33 262 0.05 2.01

MC2-IRDC16 0.33 113 313 0.06 1.39

MC2-IRDC17 0.67 395 275 0.05 0.17

MC2-IRDC18 1.44 1881 287 0.06 0.76

MC2-IRDC19 0.17 22 243 0.05 2.69

MC2-IRDC20 0.12 13 294 0.06 5.22

MC2-IRDC21 0.26 68 319 0.06 1.17

MC2-IRDC22 0.17 26 268 0.05 7.84

MC2-IRDC23 0.27 84 358 0.07 2.12

MC9-IRDC1 0.71 474 294 0.06 1.39

MC9-IRDC2 1.01 853 262 0.05 1.76

MC9-IRDC3 4.15 19702 364 0.07 0.71

MC9-IRDC4 3.12 10769 351 0.07 0.97

MC9-IRDC5 1.32 1732 313 0.06 0.36

MC9-IRDC6 0.63 355 281 0.05 1.58

MC9-IRDC7 2.34 5959 345 0.07 0.01

MC9-IRDC8 1.83 3177 300 0.06 1.18


110



MC9-IRDC9 0.46 163 236 0.05 3.98

MC12-IRDC1 2.03 3670 281 0.05 0.22

MC12-IRDC2 3.62 12654 307 0.06 0.02

MC12-IRDC3 1.87 2957 268 0.05 0.09

MC20-IRDC1 1.88 3638 326 0.06 0.02

MC20-IRDC2 1.42 2033 319 0.06 0.03

MC20-IRDC3 2.62 6373 294 0.06 0.16

MC20-IRDC4 0.20 37 281 0.05 1.83

MC20-IRDC5 0.13 15 275 0.05 4.37

MC21-IRDC1 0.22 50 300 0.06 6.04

MC21-IRDC2 0.81 607 294 0.06 1.45

MC21-IRDC3 2.89 12754 485 0.10 0.52

MC21-IRDC4 0.64 643 492 0.10 0.18

MC21-IRDC5 0.10 9 262 0.05 7.03

MC21-IRDC6 0.16 32 377 0.07 2.82

MC21-IRDC7 1.33 2024 364 0.07 0.04

MC21-IRDC8 0.14 21 307 0.06 3.48

MC21-IRDC9 0.29 88 313 0.06 0.85

MC21-IRDC10 0.39 150 306 0.06 3.05

MC21-IRDC11 6.19 99212 824 0.17 0.03

MC21-IRDC12 0.18 25 236 0.05 2.28

MC21-IRDC13 0.52 258 300 0.06 0.29

MC21-IRDC14 0.45 204 319 0.06 0.37

MC21-IRDC15 1.10 1315 345 0.07 0.06

MC23-IRDC1 0.38 168 358 0.07 0.51

MC75-IRDC1 0.23 47 275 0.05 1.41

MC75-IRDC2 0.08 7 275 0.05 393.31

MC75-IRDC3 0.66 464 332 0.06 7.52

MC75-IRDC4 0.08 6 275 0.05 11.43

MC75-IRDC5 1.01 907 281 0.05 6.50

MC75-IRDC6 0.30 87 294 0.06 1.69

MC75-IRDC7 0.44 159 255 0.05 0.38

MC76-IRDC1 1.01 1433 447 0.09 6.39

MC76-IRDC2 0.99 1189 383 0.08 2.01

MC76-IRDC3 0.11 12 294 0.06 18.14

MC76-IRDC4 0.09 7 281 0.05 96.22

MC76-IRDC5 0.29 91 338 0.07 2.79

MC76-IRDC6 0.42 202 358 0.07 2.65

MC76-IRDC7 0.15 20 255 0.05 6.48

MC76-IRDC8 0.57 286 275 0.05 2.88


111



MC76-IRDC9 0.21 41 275 0.05 13.27

MC76-IRDC10 0.18 33 300 0.06 2.20

MC76-IRDC11 0.26 63 294 0.06 5.82

MC76-IRDC12 0.13 21 370 0.07 4.51

MC76-IRDC13 0.09 9 294 0.06 7.95

MC76-IRDC14 1.12 2149 543 0.11 2.96

MC76-IRDC15 0.67 412 287 0.06 4.35

MC76-IRDC16 0.22 51 332 0.06 1.57

MC76-IRDC17 0.15 23 319 0.06 3.38

MC76-IRDC18 0.40 147 281 0.05 0.47

MC76-IRDC19 0.20 36 287 0.06 9.92

MC76-IRDC20 0.45 219 332 0.06 0.37

MC76-IRDC21 0.40 213 415 0.08 0.48

MC76-IRDC22 0.40 211 402 0.08 0.45

MC76-IRDC23 0.11 11 275 0.05 6.23

MC76-IRDC24 0.12 18 370 0.07 4.99

MC76-IRDC25 0.36 109 262 0.05 5.38

MC78-IRDC1 0.81 794 383 0.08 1.68

MC78-IRDC2 2.84 11514 453 0.09 1.39

MC78-IRDC3 0.66 450 326 0.06 0.18

MC78-IRDC4 0.15 19 268 0.05 3.53

MC78-IRDC5 0.39 144 294 0.06 0.48

MC78-IRDC6 0.48 218 294 0.06 0.32

MC78-IRDC7 0.21 42 287 0.06 1.63

MC78-IRDC8 0.39 181 370 0.07 0.49

MC78-IRDC9 0.63 455 364 0.07 0.60

MC78-IRDC10 0.45 285 447 0.09 5.10

MC78-IRDC11 0.56 325 326 0.06 0.75

MC78-IRDC12 0.14 21 326 0.06 3.69

MC78-IRDC13 0.20 42 313 0.06 1.77

MC78-IRDC14 0.26 87 383 0.08 1.05

MC78-IRDC15 0.31 94 307 0.06 0.78

MC78-IRDC16 0.29 73 275 0.05 0.89

MC78-IRDC17 0.65 581 428 0.08 0.17

MC78-IRDC18 0.72 474 287 0.06 0.14

MC78-IRDC19 0.29 115 422 0.08 0.91

MC78-IRDC20 0.93 948 345 0.07 2.36

MC78-IRDC21 0.88 1021 415 0.08 1.01

MC78-IRDC22 1.31 1899 351 0.07 1.52

MC78-IRDC23 0.25 54 262 0.05 1.17


112



MC78-IRDC24 0.27 83 351 0.07 1.01

MC78-IRDC25 0.13 17 319 0.06 4.45

MC78-IRDC26 0.25 73 358 0.07 1.16

MC78-IRDC27 0.58 295 275 0.05 0.22

MC80-IRDC1 0.61 314 268 0.05 0.42

MC80-IRDC2 0.75 530 294 0.06 0.13

MC80-IRDC3 0.34 114 300 0.06 12.46

MC80-IRDC4 1.67 4464 505 0.10 2.85

MC80-IRDC5 0.40 171 338 0.07 6.42

MC80-IRDC6 0.34 147 383 0.08 35.22

MC80-IRDC7 0.08 6 281 0.05 11.37

MC81-IRDC1 0.40 224 434 0.09 2.41

MC81-IRDC2 0.08 7 287 0.06 9.50

MC81-IRDC3 0.52 293 332 0.06 1.41

113

Indice de figuras

1.1. Esquema evolutivo PMS para un objeto estelar de baja masa. (Izquierda) Dis-

tribucion espectral de energıa de cada etapa PMS, mostrando la emision do-

minante. (Derecha) Esquema de la estructura fısica del objeto segun su etapa

evolutiva. Tomado de Dauphas & Chaussidon (2011). . . . . . . . . . . . . 5

1.2. Imagen en diferentes bandas infrarrojas y submilimetricas de la region de

formacion estelar galactica IRDC G11.11-0.11. En los paneles superiores se

muestra la IRDC (tıpicamente en absorcion en las bandas de 8 µm a 70 µm)

asociada con la region. La misma IRDC es trazada en emision a longitudes de

onda mas largas (100 µm a 1 mm) debido al polvo frıo presente en la region .

Tomado de Henning et al. (2010). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8

1.3. Esquema de la ley de formacion estelar para regiones galacticas. Las relacio-

nes extragalacticas de Kenicutt (1989), Bigiel et al. (2000) y Wu et al. (2005)

son mostradas con las lıneas azul, roja y grıs, respectivamente. Los datos de

las regiones galacticas de cd2+BG (Heiderman et al. 2010), clumps (Wu et al.

2010) y YSOs Clase I (Heiderman et al. 2010), son mostrados con los sımbo-

los cuadrados, rombos y triangulos/estrellas, respectivamente. La lınea verti-

cal muestra el valor umbral en Σgas encontrado por Heiderman et al. (2010) en

este diagrama para las regiones galacticas. Tomado de Heiderman et al. (2010) 13

1.4. Distribucion del numero de YSOs con respecto a la masa integrada por encima

del umbral en extincion de AK = 0.8 mag, para nubes moleculares galacticas.

El numero de objetos es proporcional a la ΣSFR en cada nube. La lınea a trazos

muestra el mejor ajuste lineal. Tomado de Lada et al. (2010). . . . . . . . . . 14

3.1. Distribucion de las IRDCs y la estructura molecular trazada por el 13CO en la

nube MC78. Imagen en la banda de 8µm Spitzer con los contornos en densidad

columnar trazados por el 13CO sobrepuestos en color verde. Los contornos

comienzan en el valor de NH2= 1021 cm−2 y aumentan en un factor de 5.0×

1021 cm−2. Los contornos internos muestran las regiones moleculares mas

densas, las cuales estan asociadas espacialmente con las IRDCs, trazadas por

las elipses amarillas. La posicion de la fuente IRAS 18223-1243 es indicada

por la cruz roja. La escala fısica de 5.36 pc corresponde a una escala angular

de 5 minutos de arco. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 43

114

3.2. Distribucion de la densidad superficial de las IRDCs. (Izquierda) Histograma

dado en unidades de g cm−2 y (derecha) en unidades de M⊙ pc−2. Los valores

de la mediana son mostrados en la parte superior de cada figura y trazados con

la lınea a trazos. Las barras de error corresponden a los errores estadısticos de

conteo en cada bin (√N ). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 45

3.3. Distribucion de masa y area de las IRDCs. (Izquierda) Histograma de la dis-

tribucion de masas de las IRDCs. Una funcion log normal (lınea a trazos) con

masa caracterıstica de 125 M⊙ (valor de la mediana; lınea vertical puntea-

da) es la que mejor ajusta al rango de baja masa, mientras que para el rango

de alta masa una ley de potencia (lınea solida) con ındice ∼ −2.0 es la que

mejor ajusta. La lınea vertical a trazos muestra la completez de la muestra. El

histograma de area de las IRDCs (derecha) parece ser consistente con una fun-

cion log normal (lınea a trazos). Las barras de error corresponden a los errores

estadısticos de conteo en cada bin (√N ). . . . . . . . . . . . . . . . . . . 46

3.4. Distribucion de la masa de las IRDCs en funcion de su radio efectivo (Reff ).

Los puntos negros corresponden a las IRDCs con YSOs embebidos en estas,

mientras que las IRDCs sin YSOs son graficados con los puntos verdes. Tam-

bien se muestra el criterio masa-radio de Kauffmann et al. (2010) con la lınea

punteada y el area rayada. El error promedio en los datos es mostrado en la

parte superior derecha. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 49

3.5. Distribucion de la eficiencia de formacion estelar en las IRDCs. El histograma

con lınea solida muestra el total de las IRDCs, con un valor de la mediana de

∼ 1%, mientras que el histograma con lınea punteada es para las IRDCs sin

YSOs asociados (ver Seccion 3.3.3 para detalles). . . . . . . . . . . . . . . 50

3.6. Distribucion de ΣSFR en funcion de Σgas en las IRDCs. Los datos de las

IRDCs son mostrados con los cırculos negros y los cırculos verdes. Las re-

laciones extragalacticas para este diagrama son trazadas con la lınea solida

(Kennicutt, 1998) y lınea punteada (Wu et al., 2005). La barra de error prome-

dio de los datos es graficada en la parte superior derecha. Las lıneas verticales

punteadas muestran el rango en Σgas en el que se encuentran el 92 % de las

IRDCs (Ver texto para detalles). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 52

3.7. Distribucion de masa de las IRDCs en funcion de su radio efectivo (Reff ). Con

diferentes lıneas se muestran los criterios para la formacion estelar masiva en

previos estudios: las lıneas a trazos muestran el criterio de Krumholz & Mc-

Kee (2008), para la formacion de estrellas masivas, mientras que Heiderman

et al. (2010) sugieren un valor umbral de 129 M⊙ pc−2 para la formacion

estelar. La lınea punteada y area rayada muestra el criterio de Kauffmann et

al. (2010). La lınea solida muestra la region del diagrama en donde se espe-

ra encontrar a los cumulos estelares masivos (Bressert et al., 2012). El error

promedio en los datos es mostrado en la parte superior derecha. . . . . . . . 54

115

3.8. Comparacion de la relacion ΣSFR - Σgas en las IRDCs con respecto a otros

estudios en regiones galacticas. Los datos de las IRDCs son mostrados con

los cırculos. Los datos de estudios previos son mostrados con cuadrados para

nubes cercanas (Heiderman et al., 2010), cruces y rombos para clumps densos

(Heyer et al., 2016; Wu et al., 2010) y estrellas rojas para nubes moleculares

con formacion estelar de alta masa (Retes-Romero et al., 2017). Las relaciones

extragalacticas son trazadas con las lıneas solida (Kennicutt 1998) y punteada

(Wu et al., 2005). La barra de error promedio es graficada en la parte superior

derecha. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 55

3.9. Distribucion de masa de las IRDCs con M>1 000 M⊙ en funcion de su radio

efectivo. Los datos de las IRDCs que satisfacen el criterio MR de regiones que

forman estrellas de alta masa son mostradas con los cırculos llenos, mientras

que los cırculos vacıos muestran las IRDCs que no cumplen el criterio. Los

detalles de la figura son los mismos que en la Figura 3.7. . . . . . . . . . . . 57

3.10. Distribucion de ΣSFR en funcion de Σgas para las IRDCs que satisfacen el

criterio de Kauffmann et al. (2010). Los datos de las IRDCs que satisfacen

este criterio son mostradas con los cırculos llenos, mientras que los cırculos

vacıos muestran las IRDCs que no cumplen el criterio. Los detalles de la figura

son los mismos que en la Figura 3.8. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 58

3.11. Distribucion espacial de IRDCs en la nube MC21. Imagen Spitzer RGB (24µm,

8µm & 3.6µm) de la region asociada con la nube MC21. Sobrepuestos se

encuentran los contornos en densidad columnar. La posicion espacial de las

IRDCs es mostrada con las elipses, mientras que la posicion de la fuente IRAS

es dada con la cruz. La escala fısica de 5.65 pc representa 5 minutos de arco. . 59

3.12. Acercamiento a la IRDC 11 en la nube MC21. Los detalles son los mismos

que en la Figura 3.11. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 59

3.13. Distribucion espacial de IRDCs en la nube MC78. Imagen Spitzer RGB de la

region asociada con la nube MC78. Sobrepuestos se encuentran los contornos

en densidad columnar. La posicion espacial de las IRDCs es mostrada con las

elipses, mientras que la posicion de la fuente IRAS es dada con la cruz. La

escala fısica de 5.36 pc representa 5 minutos de arco. . . . . . . . . . . . . 60

3.14. Acercamiento a la IRDC 2 en la nube MC78. Los detalles son los mismos que

en la Figura 3.13. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 60

3.15. Distribucion espacial de IRDCs en la nube MC76. Imagen Spitzer RGB de la

region asociada con la nube MC76. Sobrepuestos se encuentran los contornos

en densidad columnar. La posicion espacial de las IRDCs es mostrada con las

elipses, mientras que la posicion de la fuente IRAS es dada con la cruz. La

escala fısica de 3.5 pc representa 5 minutos de arco. . . . . . . . . . . . . . 61

3.16. Acercamiento a la IRDCs en la nube MC76. Los detalles son los mismos que

en la Figura 3.15. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 61

116

3.17. Distribucion espacial de las IRDCs y los clumps densos en la nube MC78.

Imagen en la banda de 8 µm Spitzer en donde se han sobrepuesto con contor-

nos verdes la densidad columnar trazada por el 13CO y con elipses amarillas

la distribucion espacial de las IRDCs. Los contornos comienzan en el valor de

NH2= 1021 cm−2 y aumentan en un factor de 5.0 × 1021 cm−2. La posicion

de los clumps densos son mostrados con las elipses rojas. La posicion de fuen-

te IRAS 18223-1243 es indicada por la cruz roja. La escala fısica de 5.36 pc

corresponde a una escala angular de 5 minutos de arco. . . . . . . . . . . . 63

3.18. Imagen RGB de la region central (1′×1′) de la nube molecular hacia la fuente

IRAS 18236-1205 (MC76). En contornos amarillos se muestra la emision de

la banda 24 µm Spitzer, mientras en cruces moradas se muestra la posicion

de fuentes de emision maser de metanol a 6.7 GHz y en rombo negro, proxi-

mo al pico de emision de 24 µm se encuentra la posicion de emision maser

de metanol a 44 GHz. Notese la presencia de emision extendida en la banda

4.5 µm (color verde), denotando la existencia de emision producida por ma-

terial chocado (outflow) la cual esta asociada a la presencia de emision maser

de metanol a 6.7 GHz y a la fuente IR brillante. Tomado de Cyganowski et al.

(2009). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 66

4.1. Candidatos a YSOs seleccionados de los datos de 24 µm. Imagen en la ban-

da de 24 µm MIPSGAL (Spitzer) en donde se han superpuesto contornos

de la emision del gas molecular 13CO en contornos negros. Los contornos

comienzan en el valor 1.0 × 1021cm−2 y aumentan en un factor lineal de

5.0× 1021cm−2. La posicion espacial de las fuentes infrarrojas seleccionadas

es trazada con los cırculos pequenos. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 78

4.2. Diagrama Color-Magnitud [3.6] vs. [3.6]-[8.0] de los YSOs seleccionados. En

el diagrama se muestra la posicion de los candidatos a YSOs (cırculos abier-

tos) seleccionados desde la imagen de MIPSGAL 24 µm en este diagrama.

Las estrellas MS son graficadas por los cırculos pequenos en grıs, mientras

que las lıneas vertical y horizontal a trazos, son para designar un criterio de

enrojecimiento en color y un lımite en magnitud para las fuentes debiles (po-

sibles galaxias de fondo). Las fuentes infrarrojas con sımbolo flecha (hacia la

derecha) tienen un valor limite superior en la magnitud de la banda [8.0]. El

vector de enrojecimiento para este diagrama tiene un valor de 3 magnitudes

de extincion en la banda K (∼30 magnitudes en la banda V). . . . . . . . . . 79

117

4.3. Diagrama Color-Color [3.6]-[5.8] vs. [8.0]-[24.0] de los YSOs seleccionados.

Se muestran las regiones con caracterısticas partıculares de YSOs en etapas

tempranas de su formacion (Robitaille et al. 2006), siendo “stage I/0” la fa-

se mas temprana y la “stage III”, la mas tardıa. Los YSOs seleccionados y

clasificados siguiendo el criterio de Lada son mostrados con los sımbolos cua-

drados (clase I/0), rombos (clase II) y cırculos abiertos (clase III). Los YSOs

con flechas a la izquierda tienen un valor lımite superior en la banda [8.0].

Los vectores de enrojecimiento (Indebetouw et al. (2005), flecha inclinada;

Flaherty et al. (2007), flecha hacia arriba) tienen un valor de 3 magnitudes de

extincion en la banda K. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 81

4.4. Diagrama Color-Color [4.5]-[5.8] vs. [5.8]-[24.0] de los YSOs seleccionados.

En este diagrama se muestra con una lınea a trazos la region (a la derecha de la

lınea) de los objetos con color caracterıstico de protoestrella y “posibles” YSOs

clase II con disco (Gutermuth et al., 2008). Los vectores de enrojecimiento

(Indebetown et al., 2005, flecha inclinada; Flaherty et al., 2007, flecha hacia

arriba) tienen un valor de 3 magnitudes de extincion en la banda K. . . . . . 82

4.5. Diagrama Color-Magnitud [3.6] vs. [3.6]-[8.0] de los YSOs seleccionados y

clasificados. En el diagrama se muestra la posicion de los YSOs clasificados

en clase I (cuadrados), clase II (rombos) y clase III (cırculos), mientras que

las lıneas vertical y horizontal a trazos, son para designar un criterio de enro-

jecimiento en color y un lımite en magnitud para las fuentes debiles (posibles

galaxias de fondo). Los YSOs con sımbolo flecha (hacia la derecha) tienen

un valor lımite superior en la magnitud de la banda [8.0]. El vector de enro-

jecimiento (Indebetown et al., 2005) para este diagrama tiene un valor de 3

magnitudes de extincion en la banda K (∼30 magnitudes en la banda V). . . . 83

4.6. Distribucion espacial de los YSOs seleccionados. Imagen RGB Spitzer con los

contornos de la emision del gas molecular 13CO mostrando la extension de la

nube molecular y con los contornos internos, las regiones de mayor densidad

columnar. Los contornos comienzan en el valor 1.0 × 1021cm−2 y aumentan

en un factor lineal de 5.0 × 1021cm−2. Los YSOs son superpuestos con los

sımbolos descritos en las Figuras 4.3 & 4.4. . . . . . . . . . . . . . . . . . 84

4.7. Distribucion espacial de los YSOs en las IRDCs. Se muestra un acercamiento

a las IRDCs embebidas en la nube molecular. En estas se han superpuestos

los YSOs con los sımbolos descritos en las Figuras 4.3 & 4.4. Estos YSOs son

descritos en las secciones 4.3.5, 4.3.6, y 4.4. . . . . . . . . . . . . . . . . . 85

4.8. Distribucion espectral de energıa (SED) de la fuente IRS52a. El modelo de

SED consta de tres componentes: una componente frıa (Emision de cuerpo grıs

modificado (M-GB); izquierda), una “tibia” (M-GB; medio) y una fotosfera

(Emision de Cuerpo Negro, BB; derecha). La lınea azul es la suma de las

tres componentes. La emision BB graficado con la lınea punteada es para la

fotosfera usada sin extincion. Los diferentes valores de los flujos observados

para esta fuente son graficados con los sımbolos descritos en la parte superior

de la figura. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 90

118

4.9. Distribucion espectral de energıa (SED) de la fuente IRS52b. Los detalles son

los mismos que en la grafica anterior (Fig. 4.7). La lınea gruesa en grıs muestra

la suma de las componentes frıa y “tibia” de la SED de la fuente IRS52a y es

usada para referencia. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 91

4.10. Distribucion espectral de energıa (SED) de la fuente IRS53. Los detalles son

los mismos que en la Figura 4.8. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 92


los mismos que en la Figura 4.8. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 94


los mismos que en en la Figura 4.8. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 95

4.13. Imagen de tres colores GLIMPSE (RGB) de la IRDC central de la nube mo-

lecular hacia la fuente IRAS 18236-1205. En contornos amarillos se muestra

la emision de la banda MIPS/Spitzer 24 µm, mientras en cruces moradas se

muestra la posicion de fuentes de emision maser de metanol a 6.7 GHz y en

rombo negro, proximo al pico de emision de 24 µm se encuentra la posicion

de emision maser de metanol a 44 GHz. Notese la presencia de emision ex-

tendida en la banda 4.5 µm (color verde), denotando la existencia de emision

producida por material chocado (outflow) la cual esta asociada a la presencia

de emision maser de metanol a 6.7 GHz y a la fuente IR brillante. . . . . . . 98

119

Indice de Tablas

3.1. Muestra de IRDCs asociadas a la muestra de nubes moleculares. . . . . 44

3.2. Propiedades fısicas de las IRDCs. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 47

3.3. Propiedades fısicas de las IRDCs con masas mayores a 1 000 M⊙. . . . 56

3.4. Clumps densos asociados a las nubes moleculares. . . . . . . . . . . . . . 65

3.5. Sumario de la fenomenologıa que evidencıa la formacion estelar masiva

en las nubes moleculares. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 68

4.1. Parametros del modelo SED de ajuste a la fotometrıa de los YSOs clase I/II. . . 87

4.2. Sumario de las bases de datos usadas en el modelo de SED . . . . . . . . . . 87

4.3. Parametros fısicos derivados del ajuste del modelo SED aplicado a los

YSOs clase I/II. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 89

4.4. Comparativa entre parametros fısicos derivados del ajuste del modelo

SED y derivados en el capıtulo 2 para los YSOs en las IRDCs estudiadas. 96

A.1. Parametros observacionales de las IRDCs . . . . . . . . . . . . . . . . 106

A.2. Parametros fısicos de las IRDCs . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 110

120

Bibliografıa

Aguirre, J. E., Ginsburg, A. G., Dunham, M. K., Drosback, M. M., Bally, J., Battersby,

C., Bradley, E. T., Cyganowski, C., Dowell, D., Evans, II, N. J., Glenn, J., Harvey, P.,

Rosolowsky, E., Stringfellow, G. S., Walawender, J., & Williams, J. P. 2011, ApJS,

192, 4

Alcala, J. M., Spezzi, L., Chapman, N., Evans, II, N. J., Huard, T. L., Jørgensen, J. K.,

Merın, B., Stapelfeldt, K. R., Covino, E., Frasca, A., Gandolfi, D., & Oliveira, I.

2008, ApJ, 676, 427

Allers, K. N., Jaffe, D. T., Luhman, K. L., Liu, M. C., Wilson, J. C., Skrutskie, M. F.,

Nelson, M., Peterson, D. E., Smith, J. D., & Cushing, M. C. 2007, ApJ, 657, 511

Alves, J., Lombardi, M., & Lada, C. J. 2007, A&A, 462, L17

Andre, P., Men’shchikov, A., Bontemps, S., Konyves, V., Motte, F., Schneider, N., Di-

delon, P., Minier, V., Saraceno, P., Ward-Thompson, D., di Francesco, J., White, G.,

Molinari, S., Testi, L., Abergel, A., Griffin, M., Henning, T., Royer, P., Merın, B., Va-

vrek, R., Attard, M., Arzoumanian, D., Wilson, C. D., Ade, P., Aussel, H., Baluteau,

J.-P., Benedettini, M., Bernard, J.-P., Blommaert, J. A. D. L., Cambresy, L., Cox,

P., di Giorgio, A., Hargrave, P., Hennemann, M., Huang, M., Kirk, J., Krause, O.,

Launhardt, R., Leeks, S., Le Pennec, J., Li, J. Z., Martin, P. G., Maury, A., Olofsson,

G., Omont, A., Peretto, N., Pezzuto, S., Prusti, T., Roussel, H., Russeil, D., Sauvage,

M., Sibthorpe, B., Sicilia-Aguilar, A., Spinoglio, L., Waelkens, C., Woodcraft, A., &

Zavagno, A. 2010, A&A, 518, L102

Andre, P., Ward-Thompson, D., & Barsony, M. 1993, ApJ, 406, 122

Bally, J., Aguirre, J., Battersby, C., Bradley, E. T., Cyganowski, C., Dowell, D., Dros-

back, M., Dunham, M. K., Evans, II, N. J., Ginsburg, A., Glenn, J., Harvey, P., Mills,

E., Merello, M., Rosolowsky, E., Schlingman, W., Shirley, Y. L., Stringfellow, G. S.,

Walawender, J., & Williams, J. 2010, ApJ, 721, 137

Bally, J., Ginsburg, A., Arce, H., Eisner, J., Youngblood, A., Zapata, L., & Zinnecker,

H. 2017, ApJ, 837, 60

Bastian, N., Covey, K. R., & Meyer, M. R. 2010, ARA&A, 48, 339

121

Battersby, C., Bally, J., Jackson, J. M., Ginsburg, A., Shirley, Y. L., Schlingman, W., &

Glenn, J. 2010, ApJ, 721, 222

Baudry, A., Desmurs, J. F., Wilson, T. L., & Cohen, R. J. 1997, A&A, 325, 255

Becker, R. H., White, R. L., Helfand, D. J., & Zoonematkermani, S. 1994, ApJS, 91,

347

Beltran, M. T., Cesaroni, R., Codella, C., Testi, L., Furuya, R. S., & Olmi, L. 2006,

Nature, 443, 427

Beltran, M. T., & de Wit, W. J. 2015, ArXiv e-prints

Bergin, E. A., & Tafalla, M. 2007, ARA&A, 45, 339

Beuther, H., Churchwell, E. B., McKee, C. F., & Tan, J. C. 2007, in Protostars and

Planets V, ed. B. Reipurth, D. Jewitt, & K. Keil, 165–180

Beuther, H., Henning, T., Linz, H., Krause, O., Nielbock, M., & Steinacker, J. 2010,

A&A, 518, L78

Beuther, H., Linz, H., Henning, T., Bik, A., Wyrowski, F., Schuller, F., Schilke, P.,

Thorwirth, S., & Kim, K.-T. 2011, A&A, 531, A26

Beuther, H., Sridharan, T. K., & Saito, M. 2005, ApJ, 634, L185

Beuther, H., & Steinacker, J. 2007, ApJ, 656, L85

Beuther, H., Walsh, A. J., & Longmore, S. N. 2009, ApJS, 184, 366

Błaszkiewicz, L., & Kus, A. J. 2004, A&A, 413, 233

Bolatto, A. D., Wolfire, M., & Leroy, A. K. 2013, ARA&A, 51, 207

Bonnell, I. A., Bate, M. R., & Zinnecker, H. 1998, MNRAS, 298, 93

Bonnell, I. A., Vine, S. G., & Bate, M. R. 2004, MNRAS, 349, 735

Bressert, E., Ginsburg, A., Bally, J., Battersby, C., Longmore, S., & Testi, L. 2012, ApJ,

758, L28

Bronfman, L., Nyman, L.-A., & May, J. 1996, A&AS, 115, 81

Burkert, A., & Hartmann, L. 2013, ApJ, 773, 48

Butler, M. J., & Tan, J. C. 2012, ApJ, 754, 5

Carey, S. J., Feldman, P. A., Redman, R. O., Egan, M. P., MacLeod, J. M., & Price,

S. D. 2000, ApJ, 543, L157

122

Carey, S. J., Noriega-Crespo, A., Price, S. D., Padgett, D. L., Kraemer, K. E., Indebe-

touw, R., Mizuno, D. R., Ali, B., Berriman, G. B., Boulanger, F., Cutri, R. M., Ingalls,

J. G., Kuchar, T. A., Latter, W. B., Marleau, F. R., Miville-Deschenes, M. A., Moli-

nari, S., Rebull, L. M., & Testi, L. 2005, in Bulletin of the American Astronomical

Society, Vol. 37, American Astronomical Society Meeting Abstracts, 1252

Carral, P., Kurtz, S., Rodrıguez, L. F., Martı, J., Lizano, S., & Osorio, M. 1999, Revista

Mexicana de Astronomia y Astrofisica, 35, 97

Cesaroni, R., Galli, D., Lodato, G., Walmsley, C. M., & Zhang, Q. 2007, Protostars and

Planets V, 197

Chambers, E. T., Jackson, J. M., Rathborne, J. M., & Simon, R. 2009, ApJS, 181, 360

Chen, X., Ellingsen, S. P., & Shen, Z.-Q. 2009, MNRAS, 396, 1603

Churchwell, E. 2002, ARA&A, 40, 27

Churchwell, E., Walmsley, C. M., & Cesaroni, R. 1990, A&AS, 83, 119

Codella, C., & Felli, M. 1995, A&A, 302, 521

Codella, C., Lorenzani, A., Gallego, A. T., Cesaroni, R., & Moscadelli, L. 2004, A&A,

417, 615

Condon, J. J., Cotton, W. D., Greisen, E. W., Yin, Q. F., Perley, R. A., Taylor, G. B., &

Broderick, J. J. 1998, AJ, 115, 1693

Cyganowski, C. J., Brogan, C. L., Hunter, T. R., & Churchwell, E. 2009, ApJ, 702,

1615

—. 2011, ApJ, 743, 56

Cyganowski, C. J., Whitney, B. A., Holden, E., Braden, E., Brogan, C. L., Churchwell,

E., Indebetouw, R., Watson, D. F., Babler, B. L., Benjamin, R., Gomez, M., Meade,

M. R., Povich, M. S., Robitaille, T. P., & Watson, C. 2008, AJ, 136, 2391

Devine, K. E., Chandler, C. J., Brogan, C., Churchwell, E., Indebetouw, R., Shirley, Y.,

& Borg, K. J. 2011, ApJ, 733, 44

Egan, M. P., Shipman, R. F., Price, S. D., Carey, S. J., Clark, F. O., & Cohen, M. 1998,

ApJ, 494, L199

Ellingsen, S. P. 2006, ApJ, 638, 241

Ellingsen, S. P., Breen, S. L., Sobolev, A. M., Voronkov, M. A., Caswell, J. L., & Lo,

N. 2011, ApJ, 742, 109

123

Ellingsen, S. P., Breen, S. L., Voronkov, M. A., Caswell, J. L., Chen, X., & Titmarsh,

A. 2012, ArXiv e-prints

Elmegreen, B. G. 2000, ApJ, 530, 277

Enoch, M. L., Evans, II, N. J., Sargent, A. I., & Glenn, J. 2009, ApJ, 692, 973

Evans, II, N. J., Dunham, M. M., Jørgensen, J. K., Enoch, M. L., Merın, B., van Dis-

hoeck, E. F., Alcala, J. M., Myers, P. C., Stapelfeldt, K. R., Huard, T. L., Allen, L. E.,

Harvey, P. M., van Kempen, T., Blake, G. A., Koerner, D. W., Mundy, L. G., Padgett,

D. L., & Sargent, A. I. 2009, ApJS, 181, 321

Faundez, S., Bronfman, L., Garay, G., Chini, R., Nyman, L.-A., & May, J. 2004, A&A,

426, 97

Fazal, F. M., Sridharan, T. K., Qiu, K., Robitaille, T., Whitney, B., & Zhang, Q. 2008,

ApJ, 688, L41

Fazio, G. G., Hora, J. L., Allen, L. E., Ashby, M. L. N., Barmby, P., Deutsch, L. K.,

Huang, J.-S., Kleiner, S., Marengo, M., Megeath, S. T., Melnick, G. J., Pahre, M. A.,

Patten, B. M., Polizotti, J., Smith, H. A., Taylor, R. S., Wang, Z., Willner, S. P.,

Hoffmann, W. F., Pipher, J. L., Forrest, W. J., McMurty, C. W., McCreight, C. R.,

McKelvey, M. E., McMurray, R. E., Koch, D. G., Moseley, S. H., Arendt, R. G.,

Mentzell, J. E., Marx, C. T., Losch, P., Mayman, P., Eichhorn, W., Krebs, D., Jhabva-

la, M., Gezari, D. Y., Fixsen, D. J., Flores, J., Shakoorzadeh, K., Jungo, R., Hakun,

C., Workman, L., Karpati, G., Kichak, R., Whitley, R., Mann, S., Tollestrup, E. V.,

Eisenhardt, P., Stern, D., Gorjian, V., Bhattacharya, B., Carey, S., Nelson, B. O.,

Glaccum, W. J., Lacy, M., Lowrance, P. J., Laine, S., Reach, W. T., Stauffer, J. A.,

Surace, J. A., Wilson, G., Wright, E. L., Hoffman, A., Domingo, G., & Cohen, M.

2004, ApJS, 154, 10

Flaherty, K. M., Pipher, J. L., Megeath, S. T., Winston, E. M., Gutermuth, R. A., Mu-

zerolle, J., Allen, L. E., & Fazio, G. G. 2007, ApJ, 663, 1069

Fontani, F., Cesaroni, R., & Furuya, R. S. 2010, A&A, 517, A56

Garay, G., & Lizano, S. 1999, PASP, 111, 1049

Giannetti, A., Brand, J., Sanchez-Monge, A., Fontani, F., Cesaroni, R., Beltran, M. T.,

Molinari, S., Dodson, R., & Rioja, M. J. 2013, A&A, 556, A16

Gomez Gonzalez, L. 2012, PhD thesis, University of Bonn

Greene, T. P., Wilking, B. A., Andre, P., Young, E. T., & Lada, C. J. 1994, ApJ, 434,

614

Gutermuth, R. A., Megeath, S. T., Myers, P. C., Allen, L. E., Pipher, J. L., & Fazio,

G. G. 2009, ApJS, 184, 18

124

Gutermuth, R. A., Myers, P. C., Megeath, S. T., Allen, L. E., Pipher, J. L., Muzerolle,

J., Porras, A., Winston, E., & Fazio, G. 2008, ApJ, 674, 336

Gutermuth, R. A., Pipher, J. L., Megeath, S. T., Myers, P. C., Allen, L. E., & Allen,

T. S. 2011, ApJ, 739, 84

Hanson, M. M., Howarth, I. D., & Conti, P. S. 1997, ApJ, 489, 698

Hartmann, L., Megeath, S. T., Allen, L., Luhman, K., Calvet, N., DAlessio, P., Franco-

Hernandez, R., & Fazio, G. 2005, ApJ, 629, 881

Harvey, P. M., Chapman, N., Lai, S.-P., Evans, II, N. J., Allen, L. E., Jørgensen, J. K.,

Mundy, L. G., Huard, T. L., Porras, A., Cieza, L., Myers, P. C., Merın, B., van Dis-

hoeck, E. F., Young, K. E., Spiesman, W., Blake, G. A., Koerner, D. W., Padgett,

D. L., Sargent, A. I., & Stapelfeldt, K. R. 2006, ApJ, 644, 307

Heiderman, A., Evans, II, N. J., Allen, L. E., Huard, T., & Heyer, M. 2010, ApJ, 723,

1019

Henning, T., Linz, H., Krause, O., Ragan, S., Beuther, H., Launhardt, R., Nielbock, M.,

& Vasyunina, T. 2010, A&A, 518, L95

Henshaw, J. D., Caselli, P., Fontani, F., Jimenez-Serra, I., & Tan, J. C. 2014, MNRAS,

440, 2860

Hillenbrand, L. A. 1997, AJ, 113, 1733

Indebetouw, R., Mathis, J. S., Babler, B. L., Meade, M. R., Watson, C., Whitney, B. A.,

Wolff, M. J., Wolfire, M. G., Cohen, M., Bania, T. M., Benjamin, R. A., Clemens,

D. P., Dickey, J. M., Jackson, J. M., Kobulnicky, H. A., Marston, A. P., Mercer, E. P.,

Stauffer, J. R., Stolovy, S. R., & Churchwell, E. 2005, ApJ, 619, 931

Jackson, J. M., Finn, S. C., Rathborne, J. M., Chambers, E. T., & Simon, R. 2008, ApJ,

680, 349

Johnston, K. G., Robitaille, T. P., Beuther, H., Linz, H., Boley, P., Kuiper, R., Keto, E.,

Hoare, M. G., & van Boekel, R. 2015, ApJ, 813, L19

Johnston, K. G., Shepherd, D. S., Aguirre, J. E., Dunham, M. K., Rosolowsky, E., &

Wood, K. 2009, ApJ, 707, 283

Kahn, F. D. 1974, A&A, 37, 149

Kaiser, C. R., Gunn, K. F., Brocksopp, C., & Sokoloski, J. L. 2004, ApJ, 612, 332

Kauffmann, J., & Pillai, T. 2010, ApJ, 723, L7

125

Kauffmann, J., Pillai, T., Shetty, R., Myers, P. C., & Goodman, A. A. 2010, ApJ, 716,

433

Kennicutt, Jr., R. C. 1989, ApJ, 344, 685

Klessen, R. S. 2004, in Revista Mexicana de Astronomia y Astrofisica Conference Se-

ries, Vol. 22, Revista Mexicana de Astronomia y Astrofisica Conference Series, ed.

G. Garcia-Segura, G. Tenorio-Tagle, J. Franco, & H. W. Yorke, 8–12

Konyves, V., Andre, P., Men’shchikov, A., Schneider, N., Arzoumanian, D., Bontemps,

S., Attard, M., Motte, F., Didelon, P., Maury, A., Abergel, A., Ali, B., Baluteau, J.-P.,

Bernard, J.-P., Cambresy, L., Cox, P., di Francesco, J., di Giorgio, A. M., Griffin,

M. J., Hargrave, P., Huang, M., Kirk, J., Li, J. Z., Martin, P., Minier, V., Molinari,

S., Olofsson, G., Pezzuto, S., Russeil, D., Roussel, H., Saraceno, P., Sauvage, M.,

Sibthorpe, B., Spinoglio, L., Testi, L., Ward-Thompson, D., White, G., Wilson, C. D.,

Woodcraft, A., & Zavagno, A. 2010, A&A, 518, L106

Kraemer, K. E., Jackson, J. M., Kassis, M., Deutsch, L. K., Hora, J. L., Simon, R.,

Hoffmann, W. F., Fazio, G. G., Dayal, A., Bania, T. M., Clemens, D. P., & Heyer,

M. H. 2003, ApJ, 588, 918

Krumholz, M. R., Dekel, A., & McKee, C. F. 2012, ApJ, 745, 69

Krumholz, M. R., & McKee, C. F. 2008, Nature, 451, 1082

Kurtz, S., Hofner, P., & Alvarez, C. V. 2004, ApJS, 155, 149

Lada, C. J. 1987, in IAU Symposium, Vol. 115, Star Forming Regions, ed. M. Peimbert

& J. Jugaku, 1–17

Lada, C. J., Forbrich, J., Lombardi, M., & Alves, J. F. 2012, ApJ, 745, 190

Lada, C. J., & Lada, E. A. 2003, ARA&A, 41, 57

Lada, C. J., Lombardi, M., & Alves, J. F. 2010, ApJ, 724, 687

Lada, C. J., Lombardi, M., Roman-Zuniga, C., Forbrich, J., & Alves, J. F. 2013, ApJ,

778, 133

Lada, C. J., Muench, A. A., Luhman, K. L., Allen, L., Hartmann, L., Megeath, T.,

Myers, P., Fazio, G., Wood, K., Muzerolle, J., Rieke, G., Siegler, N., & Young, E.

2006, AJ, 131, 1574

Lada, C. J., & Wilking, B. A. 1984, ApJ, 287, 610

Lewis, J. A., & Lada, C. J. 2016, ApJ, 825, 91

126

Lo, N., Wiles, B., Redman, M. P., Cunningham, M. R., Bains, I., Jones, P. A., Burton,

M. G., & Bronfman, L. 2015, ArXiv e-prints

Lombardi, M., Lada, C. J., & Alves, J. 2013, A&A, 559, A90

Lopez-Sepulcre, A., Cesaroni, R., & Walmsley, C. M. 2010, A&A, 517, A66

Lopez-Sepulcre, A., Walmsley, C. M., Cesaroni, R., Codella, C., Schuller, F., Bronf-

man, L., Carey, S. J., Menten, K. M., Molinari, S., & Noriega-Crespo, A. 2011, A&A,

526, L2

MacLeod, G. C., van der Walt, D. J., North, A., Gaylard, M. J., Galt, J. A., & Moriarty-

Schieven, G. H. 1998, AJ, 116, 2936

McKee, C. F., & Ostriker, E. C. 2007, ARA&A, 45, 565

McKee, C. F., & Tan, J. C. 2003, ApJ, 585, 850

Megeath, S. T., Gutermuth, R., Muzerolle, J., Kryukova, E., Flaherty, K., Hora, J. L.,

Allen, L. E., Hartmann, L., Myers, P. C., Pipher, J. L., Stauffer, J., Young, E. T., &

Fazio, G. G. 2012, AJ, 144, 192

Menten, K. M. 1991, ApJ, 380, L75

Murakawa, K., Lumsden, S. L., Oudmaijer, R. D., Davies, B., Wheelwright, H. E.,

Hoare, M. G., & Ilee, J. D. 2013, MNRAS, 436, 511

Myers, P. C. 2014, ApJ, 781, 33

Olmi, L., Angles-Alcazar, D., Elia, D., Molinari, S., Montier, L., Pestalozzi, M., Pez-

zuto, S., Polychroni, D., Ristorcelli, I., Rodon, J., Schisano, E., Smith, M. D., Testi,

L., & Thompson, M. 2013, A&A, 551, A111

Palau, A., Sanchez Contreras, C., Sahai, R., Sanchez-Monge, A., & Rizzo, J. R. 2013,

MNRAS, 428, 1537

Pandian, J. D., & Goldsmith, P. F. 2007, ApJ, 669, 435

Perault, M., Omont, A., Simon, G., Seguin, P., Ojha, D., Blommaert, J., Felli, M., Gil-

more, G., Guglielmo, F., Habing, H., Price, S., Robin, A., de Batz, B., Cesarsky, C.,

Elbaz, D., Epchtein, N., Fouque, P., Guest, S., Levine, D., Pollock, A., Prusti, T.,

Siebenmorgen, R., Testi, L., & Tiphene, D. 1996, A&A, 315, L165

Peretto, N., & Fuller, G. A. 2009, A&A, 505, 405

Persson, S. E., & Campbell, B. 1987, AJ, 94, 416

Petrov, L. 2012, MNRAS, 419, 1097

127

Ragan, S., Henning, T., Krause, O., Pitann, J., Beuther, H., Linz, H., Tackenberg, J.,

Balog, Z., Hennemann, M., Launhardt, R., Lippok, N., Nielbock, M., Schmiedeke,

A., Schuller, F., Steinacker, J., Stutz, A., & Vasyunina, T. 2012, A&A, 547, A49

Ragan, S. E., Bergin, E. A., & Gutermuth, R. A. 2009, ApJ, 698, 324

Ragan, S. E., Henning, T., & Beuther, H. 2013, A&A, 559, A79

Rathborne, J. M., Jackson, J. M., Chambers, E. T., Stojimirovic, I., Simon, R., Shipman,

R., & Frieswijk, W. 2010, ApJ, 715, 310

Rathborne, J. M., Jackson, J. M., & Simon, R. 2006, ApJ, 641, 389

Rathborne, J. M., Jackson, J. M., Simon, R., & Zhang, Q. 2009, Ap&SS, 324, 155

Retes, R., Luna, A., Mayya, D., & Carrasco, L. 2011, in Revista Mexicana de Astro-

nomia y Astrofisica, vol. 27, Vol. 40, Revista Mexicana de Astronomia y Astrofisica

Conference Series, 249–250

Rieke, G. H., Young, E. T., Engelbracht, C. W., Kelly, D. M., Low, F. J., Haller, E. E.,

Beeman, J. W., Gordon, K. D., Stansberry, J. A., Misselt, K. A., Cadien, J., Morrison,

J. E., Rivlis, G., Latter, W. B., Noriega-Crespo, A., Padgett, D. L., Stapelfeldt, K. R.,

Hines, D. C., Egami, E., Muzerolle, J., Alonso-Herrero, A., Blaylock, M., Dole, H.,

Hinz, J. L., Le Floc’h, E., Papovich, C., Perez-Gonzalez, P. G., Smith, P. S., Su,

K. Y. L., Bennett, L., Frayer, D. T., Henderson, D., Lu, N., Masci, F., Pesenson, M.,

Rebull, L., Rho, J., Keene, J., Stolovy, S., Wachter, S., Wheaton, W., Werner, M. W.,

& Richards, P. L. 2004, ApJS, 154, 25

Rivera-Ingraham, A., Ade, P. A. R., Bock, J. J., Chapin, E. L., Devlin, M. J., Dicker,

S. R., Griffin, M., Gundersen, J. O., Halpern, M., Hargrave, P. C., Hughes, D. H.,

Klein, J., Marsden, G., Martin, P. G., Mauskopf, P., Netterfield, C. B., Olmi, L.,

Patanchon, G., Rex, M., Scott, D., Semisch, C., Truch, M. D. P., Tucker, C., Tucker,

G. S., Viero, M. P., & Wiebe, D. V. 2010, ApJ, 723, 915

Rivera-Ingraham, A., Martin, P. G., Polychroni, D., Motte, F., Schneider, N., Bontemps,

S., Hennemann, M., Men’shchikov, A., Nguyen Luong, Q., Andre, P., Arzoumanian,

D., Bernard, J.-P., Di Francesco, J., Elia, D., Fallscheer, C., Hill, T., Li, J. Z., Minier,

V., Pezzuto, S., Roy, A., Rygl, K. L. J., Sadavoy, S. I., Spinoglio, L., White, G. J., &

Wilson, C. D. 2013, ApJ, 766, 85

Rivilla, V. M., Martın-Pintado, J., Jimenez-Serra, I., & Rodrıguez-Franco, A. 2013,

A&A, 554, A48

Robitaille, T. P., Whitney, B. A., Indebetouw, R., Wood, K., & Denzmore, P. 2006,

ApJS, 167, 256

Rygl, K. L. J., Wyrowski, F., Schuller, F., & Menten, K. M. 2010, A&A, 515, A42

128

Schisano, E., Rygl, K. L. J., Molinari, S., Busquet, G., Elia, D., Pestalozzi, M., Poly-

chroni, D., Billot, N., Carey, S., Paladini, R., Noriega-Crespo, A., Moore, T. J. T.,

Plume, R., Glover, S. C. O., & Vazquez-Semadeni, E. 2014, ApJ, 791, 27

Schmidt, M. 1959, ApJ, 129, 243

Schuller, F., Menten, K. M., Contreras, Y., Wyrowski, F., Schilke, P., Bronfman, L.,

Henning, T., Walmsley, C. M., Beuther, H., Bontemps, S., Cesaroni, R., Deharveng,

L., Garay, G., Herpin, F., Lefloch, B., Linz, H., Mardones, D., Minier, V., Molinari,

S., Motte, F., Nyman, L.-A., Reveret, V., Risacher, C., Russeil, D., Schneider, N.,

Testi, L., Troost, T., Vasyunina, T., Wienen, M., Zavagno, A., Kovacs, A., Kreysa,

E., Siringo, G., & Weiß, A. 2009, A&A, 504, 415

Shu, F. H., Adams, F. C., & Lizano, S. 1987, ARA&A, 25, 23

Simon, R., Rathborne, J. M., Shah, R. Y., Jackson, J. M., & Chambers, E. T. 2006, ApJ,

653, 1325

Simpson, J. P., Whitney, B. A., Hines, D. C., Schneider, G., Burton, M. G., Colgan,

S. W. J., Cotera, A. S., Erickson, E. F., & Wolff, M. J. 2013, MNRAS, 435, 3419

Skrutskie, M. F., Cutri, R. M., Stiening, R., Weinberg, M. D., Schneider, S., Carpenter,

J. M., Beichman, C., Capps, R., Chester, T., Elias, J., Huchra, J., Liebert, J., Lonsdale,

C., Monet, D. G., Price, S., Seitzer, P., Jarrett, T., Kirkpatrick, J. D., Gizis, J. E.,

Howard, E., Evans, T., Fowler, J., Fullmer, L., Hurt, R., Light, R., Kopan, E. L.,

Marsh, K. A., McCallon, H. L., Tam, R., Van Dyk, S., & Wheelock, S. 2006, AJ,

131, 1163

Sridharan, T. K., Beuther, H., Schilke, P., Menten, K. M., & Wyrowski, F. 2002, ApJ,

566, 931

Stahler, S. W., & Palla, F. 2005, The Formation of Stars (The Formation of Stars, by

Steven W. Stahler, Francesco Palla, pp. 865. ISBN 3-527-40559-3. Wiley-VCH ,

January 2005.)

Svoboda, B. E., Shirley, Y. L., Battersby, C., Rosolowsky, E. W., Ginsburg, A. G.,

Ellsworth-Bowers, T. P., Pestalozzi, M. R., Dunham, M. K., Evans, II, N. J., Bally,

J., & Glenn, J. 2016, ApJ, 822, 59

Szymczak, M., Hrynek, G., & Kus, A. J. 2000, A&AS, 143, 269

Tan, J. C., Beltran, M. T., Caselli, P., Fontani, F., Fuente, A., Krumholz, M. R., McKee,

C. F., & Stolte, A. 2014, Protostars and Planets VI, 149

Taylor, A. R., Goss, W. M., Coleman, P. H., van Leeuwen, J., & Wallace, B. J. 1996,

ApJS, 107, 239

129

te Lintel Hekkert, P., & Chapman, J. M. 1996, A&AS, 119, 459

Titmarsh, A. M., Ellingsen, S. P., Breen, S. L., Caswell, J. L., & Voronkov, M. A. 2014,

MNRAS, 443, 2923

Urquhart, J. S., Hoare, M. G., Purcell, C. R., Lumsden, S. L., Oudmaijer, R. D., Moore,

T. J. T., Busfield, A. L., Mottram, J. C., & Davies, B. 2009, A&A, 501, 539

Urquhart, J. S., Morgan, L. K., Figura, C. C., Moore, T. J. T., Lumsden, S. L., Hoa-

re, M. G., Oudmaijer, R. D., Mottram, J. C., Davies, B., & Dunham, M. K. 2011,

MNRAS, 418, 1689

Walsh, A. J., Burton, M. G., Hyland, A. R., & Robinson, G. 1998, MNRAS, 301, 640

Walsh, A. J., Hyland, A. R., Robinson, G., & Burton, M. G. 1997, MNRAS, 291, 261

Walsh, A. J., Macdonald, G. H., Alvey, N. D. S., Burton, M. G., & Lee, J.-K. 2003,

A&A, 410, 597

Wang, K., Zhang, Q., Testi, L., van der Tak, F., Wu, Y., Zhang, H., Pillai, T., Wyrowski,

F., Carey, S., Ragan, S. E., & Henning, T. 2014, MNRAS, 439, 3275

Ward-Thompson, D., Andre, P., & Kirk, J. M. 2002, MNRAS, 329, 257

Whitney, B. A., Sewilo, M., Indebetouw, R., Robitaille, T. P., Meixner, M., Gordon,

K., Meade, M. R., Babler, B. L., Harris, J., Hora, J. L., Bracker, S., Povich, M. S.,

Churchwell, E. B., Engelbracht, C. W., For, B.-Q., Block, M., Misselt, K., Vijh, U.,

Leitherer, C., Kawamura, A., Blum, R. D., Cohen, M., Fukui, Y., Mizuno, A., Mi-

zuno, N., Srinivasan, S., Tielens, A. G. G. M., Volk, K., Bernard, J.-P., Boulanger, F.,

Frogel, J. A., Gallagher, J., Gorjian, V., Kelly, D., Latter, W. B., Madden, S., Kemper,

F., Mould, J. R., Nota, A., Oey, M. S., Olsen, K. A., Onishi, T., Paladini, R., Panagia,

N., Perez-Gonzalez, P., Reach, W., Shibai, H., Sato, S., Smith, L. J., Staveley-Smith,

L., Ueta, T., Van Dyk, S., Werner, M., Wolff, M., & Zaritsky, D. 2008, AJ, 136, 18

Whitney, B. A., Wood, K., Bjorkman, J. E., & Cohen, M. 2003, ApJ, 598, 1079

Williams, J. P., Blitz, L., & McKee, C. F. 2000, Protostars and Planets IV, 97

Willis, S., Guzman, A., Marengo, M., Smith, H. A., Martınez-Galarza, J. R., & Allen,

L. 2015, ApJ, 809, 87

Wolfire, M. G., & Cassinelli, J. P. 1987, ApJ, 319, 850

Wood, D. O. S., & Churchwell, E. 1989a, ApJ, 340, 265

—. 1989b, ApJS, 69, 831

Wu, J., Evans, II, N. J., Shirley, Y. L., & Knez, C. 2010, ApJS, 188, 313

130

Xu, Y., Zheng, X.-W., & Jiang, D.-R. 2003, Chinese Journal of Astronomy and As-

trophysics, 3, 49

Yorke, H. W., & Sonnhalter, C. 2002, ApJ, 569, 846

Zapata, L. A., Ho, P. T. P., Schilke, P., Rodrıguez, L. F., Menten, K., Palau, A., &

Garrod, R. T. 2009a, ApJ, 698, 1422

Zapata, L. A., Menten, K., Reid, M., & Beuther, H. 2009b, ApJ, 691, 332

Zapata, L. A., Palau, A., Galvan-Madrid, R., Rodrıguez, L. F., Garay, G., Moran, J. M.,

& Franco-Hernandez, R. 2015, MNRAS, 447, 1826

Zapata, L. A., Rodrıguez, L. F., Ho, P. T. P., Beuther, H., & Zhang, Q. 2008, AJ, 131,

939

Zapata, L. A., Schmid-Burgk, J., Rodrıguez, L. F., Palau, A., & Loinard, L. 2017, ApJ,

836, 133

Zhang, Q. 2005, in IAU Symposium, Vol. 227, Massive Star Birth: A Crossroads of

Astrophysics, ed. R. Cesaroni, M. Felli, E. Churchwell, & M. Walmsley, 135–144

Zhang, Y., Tan, J. C., De Buizer, J. M., Sandell, G., Beltran, M. T., Churchwell, E.,

McKee, C. F., Shuping, R., Staff, J. E., Telesco, C., & Whitney, B. 2013, ApJ, 767,

58

Zinnecker, H., & Yorke, H. W. 2007, ARA&A, 45, 481

131

Ley de Formacion Estelar en´ Nubes Moleculares Galacticas ... · lar, en una muestra de 12 nubes...

Documents

Transcript of Ley de Formacion Estelar en´ Nubes Moleculares Galacticas ... · lar, en una muestra de 12 nubes...