Guillermo Haro School on Molecular Astrophysics

October 11 - 21, 2016

Tonantzintla, Puebla, Mexico

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Working Groups: Topics

	Identificación de líneas moleculares Nuria Marcelino (ICMM-CSIC, Madrid, España)
	Análisis de surveys espectrales, identificación de líneas moleculares, y cálculo de columnas de densidad, abundancias y condiciones físicas de la fuente.
	Uso de emisión molecular como termómetro en el ISM. Asunción Fuente (Observatorio Astronómico Nacional, Madrid, España)
	La práctica consistirá en la determinación de la temperatura y la densidad del gas en una nube molecular a partir de la emisión de las moléculas. Para la temperatura utilizaremos los rotores simétricos CH3CN, CH3C2H y CH3OH. Una vez conocida la temperatura, estimaremos la densidad a partir de las transiciones rotaciones de CS.
	Determinación de abundancias isotópicas de elementos químicos a partir de líneas moleculares. José Pablo Fonfría (ICMM-CSIC, Madrid, España)
	Las abundancias de elementos químicos y sus isótopos reflejan los mecanismos de nucleosíntesis que han enriquecido el gas observado, dándonos al mismo tiempo información acerca del modo en el que se ha enriquecido dicho gas. En esta práctica aprenderemos cómo estimar las razones isotópicas de los elementos químicos más abundantes en estrellas evolucionadas y nubes moleculares (C, Si, S, O, entre otros) y qué líneas utilizar para obtener valores fiables de este parámetro.
	Determinación de pérdida de masa de una estrella AGB a partir de la línea CO(2-1). Luis Velilla (ICMM-CSIC, Madrid, España)
	Las estrellas con masas comprendidas entre 0.8 y 8 masas solares experimentan una pérdida de masa en forma de gas y polvo durante la fase conocida como AGB o rama asintótica de las gigantes. Este material, que rodea a la estrella formando lo que se conoce como envoltura circunestelar, acabará retornando al medio interestelar tras haber sido procesado químicamente, siendo estos objetos los principales responsables del enriquecimiento interestelar, de ahí la importancia de su estudio. En esta práctica estimaremos las tasas de pérdida de masa de algunos de estos objetos a través del análisis de la emisión molecular, en particular del estudio de las líneas de los isotopólogos de CO, con especial énfasis en la línea J=2-1 de CO a 230.5 GHz. Para la práctica se hará uso del software GILDAS (que pertenece al Institut de Radioastronomie Millimétrique, IRAM), y de datos que se entregarán a los participantes, y que podrían complementarse con información de la literatura.
	Número de cuentas de galaxias submilimétricas. Milagros Zeballos (INAOE, Puebla, México)
	Las primeras observaciones a longitudes de onda submilimétricas y milimétricas descubrieron una población de galaxias fuertemente obscurecidas por polvo, con altas tasas de formación estelar (> 100 Msol/yr), muy masivas, y a altos corrimientos al rojo (mediana ~2.5). Estas propiedades colocaron a estas galaxias (denominadas galaxias submilimétricas o SMG) como posibles progenitoras de las galaxias elípticas masivas que vemos hoy en día. Debido a que el mecanismo de formación de estas galaxias es aún un tema en debate, una observable muy usada que podría discernir entre los diferentes modelos de formación propuestos es el número de galaxias que hay por grado cuadrado en el cielo (teniendo en cuenta un límite en flujo) denominado también número de cuentas. En esta práctica utilizaremos observaciones de calibración tomadas con la cámara AzTEC en el GTM para co-sumarlas y obtener mapas relativamente profundos del cielo donde podríamos detectar alguna de estas galaxias polvosas. Si detectamos algunas, compararemos su flujo y cantidad con el número de cuentas reportado en la literatura más reciente, y aprenderemos a estimar su luminosidad y tasa de formación estelar a partir de su emisión de polvo utilizando modelos de ULIRGs cercanos.
	Propiedades de análogos al Cinturón de Kuiper en estrellas tipo solar cercanas. Miguel Chávez (INAOE, Puebla, México)
	Unos de los descubrimientos más importantes del Satélite Astronómico Infrarrojo (IRAS, por sus siglas en ingles) fue el exceso IR en la distribución de energía de la estrella VEGA, originado por material circunestelar constituido principalmente por polvo distribuido en un disco alrededor de la estrella. Diversos procesos físicos disipan el disco de polvo y gas circunestelares que se forman en las etapas tempranas de la evolución de una estrella de baja masa, por lo que se infiere que los discos (de debris), presentes en aprox. 20% de las estrellas maduras de tipo solar, se forman a través de procesos de segunda generación como las colisiones de planetésimales. Estos procesos colisionales dan origen al denominado Cinturón de Kuiper (o de Edgeworth-Kuiper) en nuestro sistema solar, que consta de material con orbitas similares o mayores a aquella de Neptuno. Las bajas temperaturas del polvo (20-150K) en estos discos de debris implica que para conocer sus propiedades (masa, temperatura, etc.) las ventanas espectrales optimas sean el IR, submilímetros y milímetros. En este proyecto analizaremos las observaciones de algunos discos observados con la cámara de continuo AzTEC acoplada al Gran Telescopio Milimétrico Alfonso Serrano. Se reducirán los datos y se aplicaran sencillos modelos de cuerpo gris para derivar cantidades físicas asociadas al material que circunda estos objetos.