Browsing by Author "Salinas Cornejo, Javiera Carolina"

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    N2H+ kinematics in the g012.80 protocluster: Evidence for filament rotation and evolution.
    (Universidad de Concepción, 2024) Salinas Cornejo, Javiera Carolina; Stutz, Amelia
    Nuestro principal objetivo es caracterizar la cinemática del gas denso a través de la molécula de N2H+ en el protocúmulo G012.80. Para complementar los datos de N2H+, empleamos observaciones de DCN, SiO, H41α, C18O y mapas de continuo. Todas las observaciones provienen del proyecto ALMA-IMF. Analizamos múltiples componentes de velocidad mediante el ajuste hiperfino de N2H+, encontrando que dos componentes principales dominan la región. Estimamos gradientes de velocidad en dos de los filamentos principales (R1 y R2), los cuales trazan diferentes estructuras en diagramas posición-velocidad (PV). Utilizando los parámetros obtenidos del ajuste hiperfino de N2H+, estimamos la columna de densidad, las masas y los perfiles de masa. Los diagramas PV muestran estructuras en zigzag, enroscadas y helicoidales en el gas denso. En los dos filamentos principales, observamos diferencias significativas en las estructuras PV. En el filamento R1, se identifican estructuras helicoidales potencialmente asociadas con la rotación del filamento, además de una baja cantidad de cores. En contraste, R2 muestra estructuras oscilantes distribuidas en un rango de velocidad más estrecho, probablemente relacionadas con el colapso de cores masivos. En el f ilamento R1 identificamos un gradiente perpendicular asociado con una escala de tiempo de ∼0.1Myr, mientras que R2 no presenta gradientes de velocidad claros. Los perfiles de masa en ambos filamentos se describen adecuadamente mediante las funciones λ(ω) = 5660(ω/pc)0.30 para R1 y λ(ω) = 6943(ω/pc)0.20 para R2. El filamento R2 tiene una tasa de formación estelar (SFR) de 55.3M⊙ Myr−1 y una eficiencia de formación estelar similar a la observada en el filamento ISF de Orión. Por otro lado, el filamento R1 solo contiene cores clasificados como prestelares, los cuales son menos masivos que los de R2. Considerando las diferencias cinemáticas, las tasas de formación estelar y los perfiles de masa en ambos filamentos, proponemos que R1 aún está rotando y representa una etapa más temprana de evolución, mientras que R2 ha colapsado más significativamente, alcanzando un estado más eficiente de formación estelar. Por tanto, G012 alberga f ilamentos masivos en diferentes etapas evolutivas.
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