Tesis Magíster
Emisión de polvo en núcleos densos masivos
Autor
Mardones-Pérez, Diego
Universidad de Chile
Institución
Resumen
Ajustamos un modelo de absorción/ emisión de polvo a la distribución espectral de energía. Obtuvimos una temperatura de polvo (Td) = 30 ± 7 K, una masa de polvo promedio (Md) = 1.2 x 104 M8 y una densidad de columna (N(H2)) = 4.4 x 1023 cm- 2. Propiedades consistentes con otras regiones de formación de estrellas masivas en la Galaxia. Para encontrar las distribuciones de temperatura T(r) y densidad p(r) modelamos nuestras fuentes como un cascarón esférico de gas y polvo con una fuente central de calentamiento con emisión de cuerpo negro:a) Ajustamos distribuciones de densidad para reproducir la emisión en 870 y 1200 ¡¡,m considerando nubes isotermales. Consideramos en nuestros cálculos tres distribuciones de densidad: ley de potencia, dos leyes de potencia y esferas de Bonnor-Ebert. Para una ley de potencia obtuvimos un exponente promedio de (p) = 2.4 ± 0.3, radios interiores (R¡n) = 6. 7 x 10- 2 pe y radios exteriores (Rout) = 3.3 pe. Las masas de los modelos isotermales son consistentes con las observadas. n Para la componente interior de la distribución de densidad de dos leyes de potencia obtuvimos un exponente (p1 ) = 2.3 ± 0.4. iii El ajuste de esferas de Bonnor-Ebert arrojó temperaturas de (TBE) = 26±6, radiosde las esferas (RBE) = 2.7 pe y masas de (MBE) = 1.3 x 104 M8. Las temperaturasvarían en el mismo rango que las del ajuste de absorción/ emisión de polvo, aunque en promedio son menores. Las masas y radios son consistentes con las obtenidas de la emisión de polvo.b) Obtuvimos las distribuciones de densidad y temperatura ajustando el SED F>.. y los perfiles radiales J>..(b) a partir del transporte radiativo usando RADMC3D. Para discriminar entre modelos, usamos el ranking de los x2 del SED usando las observaciones a A ;?: 60 ¡.¡,m y los perfiles radiales de las imágenes a A = 870 y 1200 ¡.¡,m. Los modelos de una ley de potencia poseen exponentes (p) = 1.8 ± 0.2, radios interiores (R¡n) = 7.5 x 10-2 pe y radios exteriores (Rout) = 3.0 pe y masas (Md) = 2.5 X 104 M0.u Los modelos de dos leyes de potencia tiene exponentes (p1 ) = 1.6 ± 0.4 para la componente interior, radios interiores (R¡n) = 6.3 x 10-2 pe, radios exteriores(Rout) = 2.9 pe y masas (Md) = 2.4 X 104 M0 .Las distribuciones de densidad tipo Bonnor-Ebert presentan una temperaturamayor que su contra parte isotermal, (TBE) = 35 ± 20 K Obtuvimos radios delas esferas (RBE) = 2.9 pe, masas (Md) = 2.1 x 104 M0 y temperaturas de polvo(Td) = 14 ± 2 K Esta distribución no ajusta bien nuestras observaciones.El ajuste arrojó distribuciones de temperatura que se pueden modelar como una ley de potencia. La temperatura promedio es de (Td) = 14 ± 2 K para una y dos leyes de potencia. El exponente promedio de la ley de potencia en temperatura es (q) = 0.35 ± 0.02.Las masas de las envolturas de los modelos isotermales subestiman la masa encontrada mediante el transporte radiativo. Esto se debe a que la temperatura de polvo del ajuste al SED mediante el método de absorción-emisión de polvo es representativa de la temperatura de la envoltura a radios menores que el radio a media altura.Al radio a media altura obtuvimos una temperatura promedio de (Td) = 29 ± 7 y una masa promedio de (Md) = 2.3 x 103 M0 mediante el transporte radiativo y una masa isotermal promedio de 6.2 x 103 M0 . Esta diferencia se debe a que la aproximación ópticamente delgada no es buena a este radio.