Se propone realizar una seria de investigaciones sobre el proceso de formación de las estrellas en el entorno galáctico, enfocado principalmente al estudio de cúmulos y grupos estelares jóvenes (1-10 Myr), y al estudio de los complejos de nubes moleculares en los que tales sistemas nacen. Queremos atacar dos problemas fundamentales: 1. El proceso de formación y evolución temprana de los cúmulos estelares 2. El ensamblaje de la distribución de masa de las estrellas formadas. Este es un proyecto mayoritariamente observacional. Se utilizarán tanto imágenes como espectros, tomando como base datos en el infrarrojo y óptico, los cuales se complementarán, por un lado, con datos en otras longitudes de onda -principalmente emisión milimétrica y submilimétrica y rayos X-, y por otro lado con simulaciones de Monte Carlo, principalmente enfocadas al análisis Bayesiano de los parámetros observacionales más comunes. El programa que se desea emprender, en colaboración con colegas mexicanos y extranjeros, abarca varias escalas: a) el estudio de cúmulos estelares muy pequeños o asociaciones de muy baja densidad superficial. b) cúmulos estelares embebidos en complejos moleculares relativamente cercanos (0.1 - 3 kpc) c) asociaciones estelares masivas. d) complejos de nubes moleculares galácticas en las que se forman cúmulos estelares de manera individual o en familias. En el caso de los cúmulos estelares, se estudiarán sus propiedades estructurales y la distribución espacial de las estrellas jóvenes como función de su medio ambiente local y como función de la estructura y distribución de densidad de su nube progenitora. Asimismo se estudiarán sus historias de formación estelar, también respecto al contexto de su medio local. Se espera atacar también la cinemática interna de los cúmulos en base a la dispersión de velocidades obtenidas a partir de espectros de resolución moderada y alta; esto permitirá estudiar su estabilidad dinámica y atacar el problema de la destrucción temprana que es común a la mayoría de estos sistemas. En el caso de las nubes moleculares, se desea analizar las propiedades de núcleos (cores) y grumos (clumps) de gas que originan tanto a estrellas individuales como a cúmulos de estrellas, las propiedades estructurales de las nubes y la relación entre las distribuciones de densidad y masa de los precursores y el producto final que son las estrellas. La principal fuente de información para esta parte del estudio serán mapas de emisión térmica en el infrarrojo lejano (del archivo del telescopio espacial Herschel) y mapas de emisión en líneas de radio.

A. Cúmulos Estelares. En los últimos tres años y medio hemos avanzado en el estudio de varias regiones de formación estelar que contienen cúmulos jóvenes de estrellas y en el planteamiento de varios herramientas para estudiarlos, como la determinación de la FIM, la conjetura de Schmidt o la determinación de edades a partir de datos de fotometría. Hemos estudiado o están bajo nuestro estudio varios complejos de formación estelar: La Rosetta (Ybarra et al. 2013, 2015-en prep), Cygnus-X (Rivera-Galvez et al 2015 in prep, Román-Zúñiga et al. 2015 in prep), W3 (Román-Zúñiga et al. 2015, en revisión) y Sh 2-252 (Suárez et al. 2015 en prep). En todas hemos aplicado análisis a datos en múltiples longitudes de onda (infrarrojo, rayos X) para detectar y clasificar estrellas jóvenes, determinar la estructura de la nube a partir de mapas de extinción y determinar las historias de formación estelar de los cúmulos que contienen, así como su relación con el medio ambiente local. A continuación hacemos una pequeña descripción de las colaboraciones realizadas y aquellas que se planea concluir a corto plazo, y que forman la base del proyecto que se plantea. Esperamos que para finales de 2014 y principios de 2015 hayamos publicado los artículos correspondientes a los estudios básicos de las regiones W3, Rosetta, Sh 2-252, Cygnus-X DR15 y Cygnus-X DR17/21/22. Estos artículos conforman la base que necesitamos para definir las propiedades básicas de formación de cúmulos en cada una de estas regiones. Una vez que se han definido los cúmulos principales y sus contextos en el medio ambiente local, nuestro principal objetivo es entender el siguiente problema básico: el ensamblaje de la distribución de masa en los cúmulos estelares. B. Nubes Moleculares Hemos comenzado un análisis de mapas de densidad columnar y temperatura de polvo obtenidas a partir de imágenes de emisión térmica de polvo obtenidas con el Telescopio Espacial Herschel, usando la técnica desarrollada por Lombardi et al. 2014. Estos nuevos mapas permiten trabajar directamente en la estimación de la masa total de gas en dirección a una región de alta densidad en una nube molecular y de esta manera obtener parámetros físicos básicos sobre los núcleos densos (regiones de formación de estrellas individuales), grumos densos (regiones de formación de estrellas múltiples o cúmulos estelares) y picos de densidad (regiones significativas asociadas a grumos o densos, con escalas de longitud menores a la longitud esperada de fragmentación en la nube). Análisis como estos ya los hemos realizado anteriormente en mapas de extinción construidas a partir de datos de exceso infrarrojo de estrellas de fondo asociado a absorción interestelar (Román-Zúñiga et al. 2009, 2010). Hemos comenzado un análisis de dos regiones conocidas: la Nube Molecular de la Pipa y la Nube Molecular de Orión A. La primera de estas nubes se caracteriza por tener mínima actividad de formación estelar. La segunda se caracteriza por una alta actividad de formación estelar. Comparar la estructura y propiedades del gas molecular en estas dos nubes permitirá entender por un lado la evolución de las estructuras que dan lugar a la condensación estelar y por otro lado entender las diferencias en las propiedades básicas de los núcleos y grumos densos en los primeros millones de años de evolución de un complejo molecular. Este trabajo conformará el grueso de una tesis de licenciatura para la estudiante Paloma Sánchez, de la Universidad de Guanajuato. Conforme este trabajo de resultados, la idea es poder avanzar para realizar el mismo análisis en un número significativo de nubes en la vecindad solar (d<500 parsecs ) y poder hacer un estudio comparativo que permita entender la estructura primordial de las nubes moleculares y su evolución hacia los procesos de formación estelar y el ensamblaje de la distribución de masa de las estrellas.