Estudio de las primeras fases de la formación de los supercúmulos estelaresStudy of the early stages in the formation of super star clusters

Resumen

El objetivo de esta tesis es el estudio de las fases más tempranas y oscurecidas de la formación estelar masiva en galaxias con un brote de formación estelar (starburst; SB) mediante la emisión de HC3N proveniente de sus estados vibracionalmente excitados (HC3N*). La formación estelar es uno de los procesos más relevantes en la formación y evolución de galaxias. La energía que liberan (feedback) al medio interestelar (ISM) las estrellas masivas, tiene un impacto profundo en la evolución de una galaxia. En las galaxias SB, la mayoría de esta formación estelar está localizada en el núcleo en forma de súper cúmulos de estrellas (SSCs). Otra fuente importante de energía en una galaxia es un AGN. Ambos pueden reducir la eficiencia de la formación estelar e incluso detenerla. Por lo tanto, para estudiar las condiciones físicas del gas que está formando los SSCs y comprender mejor la formación de estrellas masivas, necesitamos observar las fases más tempranas de su formación. El principal problema para estudiar estas fases tan tempranas es la alta opacidad. Por consiguiente, para estudiar estas regiones con altas opacidades que están siendo calentadas por una fuente oscurecida, se necesitan observaciones a largas longitudes de onda como las líneas rotacionales de moléculas. En la primera parte de esta tesis se introduce HC3N como trazador molecular y se discuten sus mecanismos de excitación. En esta parte también se presentan las principales herramientas utilizadas para el análisis de HC3N*: diagrama rotacional, modelado en equilibrio termodinámico local (LTE) con SLIM y modelado de transferencia radiativa no-LTE. A continuación, se muestra la detección de HC3N* en la región nuclear de la galaxia SB NGC253, donde está trazando la fase embebida de super hot core (SHC) en la formación de SSCs, es decir, proto-SSCs. A través de modelos LTE y no-LTE, obtenemos sus condiciones físicas y luminosidades. A partir de estas últimas, estimamos las edades de los proto-SSCs, mostrando que son extremadamente jóvenes. Las altas tasas de formación estelar (SFR) y eficiencias (SFE) obtenidas sugieren que la formación de estos SSCs ha sido causada por un evento externo. Posteriormente, se estudia la galaxia SB/AGN NGC1068, donde se detecta HC3N* en uno de los SSCs en formación de su pseudo-anillo SB. Se observa que la mayoría de los SSCs se encuentran cerca de la región que conecta la barra nuclear con el pseudo-anillo SB. Es justo en esta región donde se espera un aumento de la colisión entre nubes que aumenta la tasa de formación estelar masiva. Se analiza también la falta de detección de HC3N* en el disco circumnuclear (CND), lo que indicaría que la luminosidad del AGN no lo calienta lo suficiente. Por último, se discute la interpretación de la detección de HC3N* en los núcleos más oscurecidos de las galaxias ultraluminosas en el IR (ULIRGs) NGC4418 y Arp220. Finalmente, se estudia en detalle y a una resolución angular muy alta el proto-SSC13a de NGC253. A través de un análisis 2D en LTE, se observa un cambio de velocidad en el centro del proto-SSC13a, posiblemente originado por una colisión entre nubes. Usando modelos no locales de transferencia radiativa se modelan los perfiles radiales de HC3N junto con la emisión del continuo y teniendo en cuenta el efecto invernadero. Comparando con otras fuentes con formación estelar en una fase embebida similar, como los hot cores de la Vía Láctea o los núcleos oscurecidos de galaxias (U)LIRGs, se observa que el exceso en L(IR)/M(H2) en (U)LIRGs probablemente sea debido a la contribución de un AGN oscurecido. El análisis detallado de la emisión de HC3N* en proto-SSCs presentado en esta tesis, sugiere que este modo de formación estelar en galaxias SB es producido por la colisión entre nubes inducido por los cambios en la cinemática de una galaxia gracias a fusiones o encuentros con otras galaxias, presencia de barras, resonancias y movimientos no circulares.