Characterizing the molecular gas in the small magellanic cloud with SOFIA and APEX.
| dc.contributor.advisor | Rubio López, Mónica Solange | es |
| dc.contributor.author | Rodriguez Ambler, Karla Isidora | es |
| dc.date.accessioned | 2026-07-06T21:00:32Z | |
| dc.date.available | 2026-07-06T21:00:32Z | |
| dc.date.issued | 2026 | |
| dc.description | Tesis presentada para optar al grado de Magíster en Astronomía. | es |
| dc.description.abstract | En entornos de baja metalicidad, la escasa abundancia de polvo reduce la capacidad de las nubes moleculares para protegerse de la radiación ultravioleta lejana, lo que favorece la fotodisociación del monóxido de carbono (CO) y da lugar a envolturas extendidas de gas molecular con débil o nula detección en CO ("CO-faint" o "CO-dark", respectivamente). En este contexto, la línea de emisión proveniente de la estructura fina de [C ii], a 158 μm, constituye uno de los principales mecanismos de enfriamiento del medio interestelar y un trazador fundamental de estas fases moleculares poco visibles en CO. El objetivo de este trabajo es caracterizar el origen multifásico de la emisión de [C ii] y cuantificar la fracción de gas molecular que no es detectada en CO en distintas regiones de la Pequeña Nube de Magallanes. Esta galaxia, con una metalicidad de ∼0.2 Z⊙, representa el laboratorio más cercano para estudiar las condiciones físicas propias de entornos de baja metalicidad, análogos a los de las galaxias en el universo temprano, y así poner a prueba modelos de regiones de fotodisociación. Para ello, combinamos observaciones de alta resolución espectral de la línea [C ii] a 158 μm, obtenidas con SOFIA/GREAT y upGREAT, junto con datos de CO(2–1) de APEX y el mapa de [H i] a 21 cm de ATCA+Parkes. A partir de estos datos realizamos una descomposición espectral de la emisión de [C ii] en sus componentes atómica y molecular. Mediante un enfoque de descomposición lineal, estimamos las fracciones de [C ii] asociadas a [H i] y H2, y convertimos la componente molecular en densidades de columna asumiendo condiciones típicas de regiones de fotodisociación, restringidas por estudios previos de la Nube Pequeña de Magallanes. Posteriormente, comparamos el contenido de gas molecular obtenido con estimaciones basadas en CO y con la densidad superficial de la tasa de formación estelar local, ΣSFR ,derivada a partir de los trazadores Hα y LTIR. Encontramos que, el ancho de línea de [C ii] en las líneas de visión analizadas se sitúa sistemáticamente entre los anchos de línea de [H i] y CO, lo que indica que su emisión se origina tanto del gas atómico como molecular. En promedio, (81±1)% de la intensidad de [C ii] proviene de la fase molecular, mientras que (15 ± 1)% está asociada al gas atómico. El H2 trazado por [C ii] representa aproximadamente (77 ± 4)% de la densidad de columna total de gas molecular, lo que indica que el reservorio molecular de la Nube Pequeña de Magallanes está dominado por gas "CO-dark". Además, no encontramos correlaciones significativas entre la fracción de gas "CO-dark" y la densidad de columna total, ni con ΣSFR, lo que sugiere que la abundancia de este componente está controlada principalmente por la eficiencia del blindaje por polvo y gas, más que por la actividad reciente de formación estelar. En conjunto, estos resultados demuestran que [Cii] es el principal trazador del gas molecular en la SMC y confirman la presencia de una fase molecular "COdark" extensa y estable en entornos de baja metalicidad. Esto tiene implicancias importantes para la interpretación de observaciones de [C ii] en galaxias no resueltas, tanto en el universo local como a alto "redshift", donde el CO puede no representar completamente el contenido total de gas molecular. | es |
| dc.description.abstract | In low-metallicity environments, the reduced dust abundance debilitates the shielding of molecular clouds against far-ultraviolet (FUV) radiation, enhancing CO photodissociation and producing extended envelopes of “CO-faint” or “COdark” molecular gas. The [C ii] 158 μm fine-structure line is one of the brightest coolants of the interstellar medium (ISM) and a key tracer of these CO-faint molecular phases. We aim to characterize the multiphase origin of the [C ii] line emission and quantify the fraction of molecular gas that remains undetected in CO across several regions of the Small Magellanic Cloud (SMC), the nearest low-metallicity (∼0.2 Z⊙) galaxy that provides an ideal laboratory for testing photodissociation region (PDR) models under conditions that resemble those in early galaxies. We combine high spectral resolution SOFIA/GREAT and upGREAT [C ii] 158 μm observations with APEX CO(2–1) data and the ATCA+Parkes H I 21 cm map to perform a spectral decomposition of the [C ii] emission into its atomic and molecular contribution. Using the linear decomposition approach, we derive the [C ii] fractions associated with H I and H2, and convert the molecular component into column densities assuming typical PDR conditions constrained by previous SMC studies. We then compare the resulting molecular gas content with CO-based estimates and with the local star formation rate surface density (ΣSFR) derived from Hα and LTIR tracers. The [C ii] line width in the analyzed SMC lines of sight consistently falls between the H I and CO line widths, indicating that the [C ii] emission arises from both molecular and atomic gas. On average, (81 ± 1)% of the [C ii] intensity originates from the molecular phase, while (15±1)% is associated with atomic gas. The [C ii]- traced H2 accounts for roughly (77±4)% of the total molecular gas column density, implying that the SMC’s molecular reservoir is dominated by CO-faint gas. This estimation yields to a calibrated H2-to-CO conversion factor XCO ≈ 7.94 × 1020 cm−1(K km s−1)−1, 4 times larger than the canonical Galactic conversion factor. We find no significant correlation between the CO-dark fraction and either total column density or ΣSFR, suggesting that the abundance of CO-faint gas is primarily governed by the efficiency of dust and gas shielding rather than by current star formation activity. Our results demonstrate that [C ii] is the dominant tracer of molecular gas in the SMC and confirm the prevalence of an extended, stable CO-dark molecular phase in low-metallicity environments. This has important implications for interpreting [C ii] observations in unresolved galaxies, both locally and at high redshift, where CO may not fully trace the molecular gas reservoir. | en |
| dc.description.campus | Concepción | es |
| dc.description.departamento | Departamento de Astronomía | es |
| dc.description.facultad | Facultad de Ciencias Físicas y Matemáticas | es |
| dc.description.sponsorship | ANID, Fondo Basal N°FB210003. | es |
| dc.description.sponsorship | ANID, Proyecto Núcleo Milenio de Galaxias (MINGAL) NCN2024_112. | es |
| dc.identifier.uri | https://repositorio.udec.cl/handle/11594/14227 | |
| dc.language.iso | en | en |
| dc.publisher | Universidad de Concepción | es |
| dc.rights | CC BY-NC-ND 4.0 DEED Attribution-NonCommercial-NoDerivs 4.0 International | en |
| dc.rights.uri | https://creativecommons.org/licenses/by-nc-nd/4.0/ | |
| dc.subject | Molecular clouds | en |
| dc.subject | Molecular gastronomy | en |
| dc.subject | Galaxies | en |
| dc.subject | Photodissociation | en |
| dc.title | Characterizing the molecular gas in the small magellanic cloud with SOFIA and APEX. | en |
| dc.type | Thesis | en |