El presente proyecto significa la continuación de la investigación iniciada hace seis años cuyo propósito es proveer las evidencias observacionales en el intervalo infrarrojo cercano, medio y lejano (1 a 800 micras) requeridas para imponer constricciones a modelos de formación de cúmulos masivos dentro de complejos moleculares gigantes. El propósito es obtener imágenes profundas calibradas (en flujo) de la más alta resolución posible de núcleos de formación estelar masiva, que ocurren en cúmulos, en una serie de bandas espectrales que van desde 1.2 hasta 800 micras, de una muestra de más de 50 regiones conocidas por su activa formación estelar. Estas serán combinadas con espectroscopía original en el cercano infrarrojo. Actualmente se tiene una cobertura del 60% de la muestra basada en observaciones con los telescopios de 6.5m, 3.5m, 2.1m de los observatorios de Las Campanas en Chile, Roque de los Muchachos en La Palma, España y OAN en San Pero Mártir, BC. para el cercano infrarrojo (imagen y fotometría JHK y de filtro angosto H2 y Br gama), asi como del Telescopio Espacial Spitzer (imagen y fotometría 3.6 a 24 micras). Para el primer año de vigencia del presente proyecto, se harán públicos las imagenes calibradas de alta resolución estas regiones del telescopio Espacial Herschel para el lejano infrarrojo (70 a 800 micras). El análisis de la distribucón y fotometría en este amplio intervalo espectral nos permitirá por vez primera determinar las distribuciones espectrales completos de energía para las fuentes individuales. Asi, podremos determinar, ajustando modelos apropiados (Robitaille et al. 2008), luminosidades, masas de la protoestrella central, del disco protoplanetario y de las envolventes acretantes, tasa de acreción y edades a los principales miembros de los protocúmulos. Aplicado a nuestra muestra razonadamente grande nos podrá ayudar a contestar preguntas básicas aún abiertas en la teoría de formación de cúmulos, entre las cuales destacan 1) concocer el grado de simultaneidad en la formación de estrellas en los subnúcleos densos dentro un cada complejo molecular gigante estudiadoñ 2) determinar la distribución espacial inicial (edad casi cero) de los principales componentes de los cúmulos en formación y 3) determinación de escala de tiempos de encendido de flujos de masa (eg. bipolares) en función de la masa de cada protoestrella masiva. De las regiones observadas, nos encontramos con un avance del 40% en el análisis (y sólo el 15% publicado). Durante los tres años de vigencia del presente proyecto, esperamos completar el análisis de la muestra actual y realizar las observaciones requeridas para aumentar nuestra muestra total en un 30%, además de complementar los datos iniciales con nueva espectroscopíoa infrarroja profunda aprovechando la reciente puesta en operación en el OLC (Magallanes) de un espectrógrafo en el cercano infrarrojo de alta eficiencia. Esperamos también solicitar estos años tiempo con el Gran telescopio de Canarias y CanariCam para obtener imágenes calibradas de alta resolución (limitados por difracción) y espectros en el mediano infrarrojo (8 a 24 micras).Estas nos darán información, hasta haora desconicida de la morfología y distribución de temperatura del polvo en los putativos discos protoplanetarrios. Idealmente, se espera poder contar con al menos un tesista de licienciatura, uno de maestría y uno de doctorado, pues tendría éstos una tarea fundamental para el desarrollo del programa.

En términos generales, los estudios observacionales que se generan a través del proyecto bajo consideración proveen la determinación de los parámetros astrofísicos más importantes que describen la naturaleza de las regiones de nuestra muestra. Es necesario considerar que ésta se ha construido en función de la existencia de protosetrella de alta y mediana masa (a través de presencia de máseres de agua y metanol), así como de fuentes brillantes en el infrarrojo lejano (fuentes IRAS). Asi, hemos sido capaces de determinar cuantitativamente, para cada región analizada los siguientes parámetros: Número de miembros del cúmulo, función de luminosidad, fracción de discos de acreción asociados, mapa de densidades del polvo denso intracúmulo a través de determinación de extinciones individuales, masa total del sistema, tanto en estrellas como en gas y polvo, condiciones de eventuales flujos y sus chorros (jets) , tales como tasas de pérdida de masa de sus componentes principales. A través de la comparación con datos en longitudes de onda milimétricas y de radio, se determinan edades individuales y tasas de formación estelar, en si dos de los parámetros más críticos en cualquier intento de modelaje de los procesos globales de formación estelar. De lo expuesto anteriormente, queda claro que son indispensables las caracterizaciones de regiones que comprenda una muestra extensa de regiones de formación estelar masiva para imponer condiciones a la frontera que sean introducidos en los modelos de formación y evolución temprana de ellas. El trabajo que planteamos hacer a lo largo del presente proyecto proveerá exactamente esto: Determinar a través de mapas instantáneos del conjunto de objetos estelares jovenes masivos(YMSO) que nos indiquen las condiciones en que evolucionan tales objetos, en muchos casos a través de su interacción con el medio que le rodea, eg. choques supersonicos. En particular, en cada una de las 60 regiones que hemos seleccionado para este programa está logrando detreminar con relativa precisión los siguientes parámetros: Distancia, presencia y localización de las (proto)estrellas inmersas, distribución espectral de enrgía (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 formación. 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 con el medio denso que le rodea. En su conjunto, el atlas infrarrojo que estamos creando deberá imponer claras constricciones a los modelos de formación de estrellas masivas e intermedias en cúmulos. 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. Hasta ahora hemos observado en el cercano infrarrojo 19 regiones (31%) de nuestra muestra, descrita en la sección de antecedentes, mientras que solo 11 (19%) se han observado en el mediano infrarrojo y una cantidad similar en el lejano infrarrojo, gracias a la disponibilidad de datos obtenidos con el Telescopio Espacial Herschel. Se plantea, en los siguientes tres años, llegar a completar al menos el 50%. 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 telescopio espacial MSX (8 a 21 micras), y de MIPS (Spitzer) en 24 micras, pero estas tienen una resolución espacial mas pobre. Para el lejano infrarrojo (60, 120, 250,350, 500 y 660 micras),se utilizarán datos obtenidos por los instrumentos PACS y SPIRE. a borde del Telescopio Espacial Herschel, actualmente en órbita.