Con el fin de contrbuir hacia la determinación de las condiciones físicas que resultan en_x000D_ la formación de estrellas masivas en el plano de nuestra galaxia, se plantea_x000D_ la obtención de evidencia observacional, en el infrarrojo cercano y medio (1 a 25 micras),_x000D_ de la presencia y determinación de las características de discos circunestelares y _x000D_ flujos de materia (a través de choques con el medio interestelar) en regiones de _x000D_ formación activa de estrellas masivas (M > 8 Mo). _x000D_ _x000D_ Para lograr esto, se obtendrán imágenes calibradas de alta resolución espacial en_x000D_ bandas fotométricas bandas anchas (J, H y K N Q) y estrechas (2.12, 2.17, 2.0, 3.1, 3.3 _x000D_ 4.05, 7.8, 8.7, 9.8, 10.2, 11.3, 12.5 18.9 y 24 micras), Algunos de estos, aislan las _x000D_ líneas de emisión del hidrogeno ionizado, del hidrógeno molecular, de las líneas de emisión _x000D_ de hidrocarburos policíclicos aromático (PAHs), y las bandas de absorción del hielo de_x000D_ agua, y de silicatos. Las observaciones originales se completarán con imágenes calibradas _x000D_ del archivo de los Telescopios Espaciales Infrarrojos Spitzer y MSX, y en el futuro, el Herschell._x000D_ Los diagnósticos que así se obtienen para caracterizar las condiciones_x000D_ físicas del medio que rodea a estrellas en formacion, proveen de forma eficiente_x000D_ información inequívoca de los procesos de flujos originados pro las protoestrellas y sus _x000D_ putativos discos asociados._x000D_ _x000D_ También se plantea la obtención de espectroscopía de baja resolucion, de las fuentes_x000D_ mos luminosas y trascendentes en cada region. Esto serviro para su clasificación (masa,_x000D_ y propiedades de discos interiores)._x000D_ _x000D_ La muestra que ya se ha comenzado a estudiar en años recientes, se ha seleccionado _x000D_ de acuerdo a otras evidencia observacionales de que se encuentran activos precesos de _x000D_ formación estelar, tales como la existencia de fuentes milimétricas, regiones HII _x000D_ ultracompactas, máseres de agua o methanol. Las observaciones se llevarán a cabo en los _x000D_ siguientes telescopios/observatorios, la mayoría de los cuales ya han sido usados por _x000D_ los solicitantes en previas observaciones similares: Telescopio 2.1m en SPM, telscopios _x000D_ Baade/Magallanes de 6.5m en Las Campanas (Chile), Telescopio Nacional Galileo de _x000D_ 3.5m en el Roque de los Muchachos (La Palma), telescopio NTT de 3.5m en La SIlla _x000D_ (Chile) y solicitaremos también tiempo para usar el VLT de 8.1m en Paranal (Chile) _x000D_ y el GTC de 10.1m en Roque de los Muchachos (La Palma), este último cuando se encuentre _x000D_ disponible CanariCam. Los recursos financiero que se solicitarán serán para material _x000D_ y equipo de computo y para solventar los viajes a los observatorios extranjeros, así _x000D_ como para la presentación de los resultados en congresos internacionales. Esto incluirá _x000D_ apoyo para visitas de colaboradores extranjeros y, naturalmente, apoyo a estudiantes _x000D_ asociados a este_x000D_ proyecto._x000D_ _x000D_

En el caso de las estrellas de baja masa, las teorias aceptadas universalmente permiten la conocer la evolución tempranisima de las estrellas a partir del colapso de nucleos moleculares densos, via la formación de discos estelares. A partir de una bien conocida distribución espectral de energia (SED) desde, digamos, 1 a 200 micras de un objeto estelar joven, es posible inferir sus propiedades con regular precision. Aplicar esos conceptos para el caso de las estrellas de alta y mediana masas no es factible, basicamente porque las estas estrellas nacen en cúmulos, y, generalmente, estan a distancias mayores._x000D_ _x000D_ Para estos casos, es indispensable contar con imagenes de alta resolución y lo mas profundas posible, en al menos el cercano y medio infrarrojo (1 a 25 micras) para lograr determinar de manera individual, las SEDs y la morfologia de putativos discos circunestelares, asi como la geometria de estos. El trabajo publicado hasta ahora nos muestra una enorme diversidad en las condiciones en las que se encuentran tales nucleos moleculares densos que se han fragmentado y colapsado individualmente para formar cumulos de estrellas, todavia inmersas en el nucleo. _x000D_ _x000D_ Es pues claro que se requiere la caracterización de una muestra grande de regiones de formación estelar masiva que impongan condiciones a la frontera en los modelos de formación y evolución temprana de ellas. El trabajo que planteamos hacer a lo largo del presente proyecto proveera exactamente esto: Determinar a traves de mapas instantaneos del conjunto de objetos estelares jovenes masivos(YMSO) que nos indiquen las condiciones en que evolucionan tales objetos, en muchos casos a traves de su interacción con el medio que le rodea, eg. choques supersonicos. En particular, en cada una de las 60 regiones que hemos seleccionado, en base a la presencia de máseres de metanol en nucleos moleculares densos, para este programa, se espera determinar: Distancia, presencia y localización de las (proto)estrellas inmersas, SEDs, y por ende, luminosidad (y masa probable), enrojecimiento, presencia de discos circunestelares (a traves de su exceso infrarrojo y, en el mejor de los casos, de su morfología en imágenes en el medio infrarrojo), edades, factores de eficiencia de formacion. Idealmente, tambien determinar la geometria tridimensional de toda la region. De manera importante, esperamos encontrar la localización de pequeñas nebulosas de emisión de hidrógeno molecular en 2.12 micras. Estas nebulosas se originan en choques de baja densidad del material expelido por la estrella joven y el medio denso que le rodea. En su conjunto, el atlas infrarrojo que estamos creando debera imponer claras constricciones a los modelos de formación de estrellas masivas e intermedias en cumulos. La geometría de discos y flujos (aunado con los mapas de emisión maser y molecular), serán de importancia fundamental para determinar el origen y evolución de los flujos, como etapa de la más temprana evolución de las estrellas masivas._x000D_ _x000D_ Hasta ahora hemos observado en el cercano infrarrojo 12 regiones (20%) de nuestra muestra, escrita en la sección de antecedentes, mientras que solo 6 (10%) se han observado en el mediano infrarrojo. Se plantea, en los siguientes tres a~nos, llegar a completar al menos el 60%._x000D_ _x000D_ Las observaciones originales descritas anteriormente, serán complementadas con imágenes calibradas de archivo del Telescopio Espacial Infrarrojo Spitzer, en particular las obtenidas con IRAC, en las bandas centradas en 3.6, 4.5, 5.4 y 8 micras. La resolución espacial de estas es similar a las obtenodas por el CID en San Pedro Mártir. De esta manera, obtendremos, para cada región estudiada, un atlas de imágenes calibradas de alta resolución en varias bandas desde 1.2 hasta 20 micras. Por supuesto, se analizará también el catálogo del telescopip espacial MSX (8 a 21 micras), y de MIPS (Spitzer) en 24 micras, pero estas tienen una resolución espacial mas pobre._x000D_ _x000D_ Para el último año del presente proyecto, contaremos con imágens de archivo del Telescopio Espacial Herschell, cuya resolución y alcance es mucho mayor en todas las bandas infrarrojas. _x000D_