Las estrellas se forman en núcleos densos de nubes moleculares. La manera en que éstos se forman y evolucionan depende fuertemente de los mecanismos físicos involucrados. Existen dos modelos sobre la formación y evolución de los núcleos densos. Por una parte, el modelo estándar propone que el proceso de formación estelar es lento, cuasiestático, en el cual los núcleos densos están soportados por campo magnético y solamente cuando logran deshacerse de su exceso de soporte pueden proceder al colapso gravitacional y formar estrellas. Esta evolución se rige fuertemente por el campo magnético (ver, p.e., Shu et al. 1987, Mouschovias & Ciolek 1999). En el otro extremo está un esquema mucho más dinámico, en la cual el gas altamente turbulento crea inhomogeneidades de densidad, y solamente aquellas regiones que se vuelven gravitacionalmente ligadas, proceden al colapso y a la formación estelar. En este caso, las regiones dominadas por campo magnético no serán las que formen estrellas, ya que la formación estelar ocurrirá de manera mucho más rápida en regiones cuyo campo magnético no sea tan importante, y aunque la difusión ambipolar puede operar como mecanismo físico, en general será un proceso más lento que el colapso de regiones supercríticas (ver, p.ej., Hartmann et al. 2001, Ballesteros-Paredes & Hartmann 2007; ver también Ballesteros-Paredes et al. 2007 y referencias ahí citadas). En el presente proyecto proponemos el estudio de los núcleos densos en simulaciones numéricas de nubes moleculares, con el deseo de discernir entre ambos esquemas de formación estelar. Para ésto, se planea hacer un estudio detallado de diferentes tipos de simulaciones (con y sin campo magnético, con y sin difusión ambipolar, con diferentes niveles de turbulencia, y usando diferentes tipos de códigos: tanto de partículas y código de malla fija, etc.). A cada uno de estas simulaciones (la mayoría ya existentes) se les procederá a realizar diferentes tipos de análisis, a saber, a) el estudio detallado de los los perfiles de línea de los núcleos densos en diferentes estados evolutivos, usando diferentes trazadores como CO, 13CO, C18O, CS, N2H+, entre otros. (b) La emisión en radiocontinuo a 850 micras, debida a emisión térmica de polvo. (c) El espectro de masas de los núcleos densos. Cada uno de estos análisis será, además, efectuado como función del tiempo. Como subproductos de este proyecto se terminará de implementar el código de búsqueda de núcleos densos (CLUMPFIND) para funcionar en un clúster paralelo, donde un solo núcleo denso puede estar en el dominio computacional de dos o más procesadores, así como la modificación del código de transporte radiativo montecarlo para producir perfiles de líneas con estructura hiperfina, como el NH3(1,1).

1. Con el presente proyecto pretendemos entender en detalle la evolución de los núcleos densos en su camino hacia la formación estelar. 2. Queremos también poder discernir cuál es el modelo de formación estelar más realista, y 3. poder establecer diagnósticos observacionales confiables sobre la situación física de los núcleos densos observados.