0704001

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UNIVERSIDAD NACIONAL AUTÓNOMA DE MÉXICO
PROGRAMA DE POSGRADO EN ASTROFÍSICA
Centro de Radioastronomía y Astrofísica
RADIO-ASTROMETRÍA DE ALTA PRECISIÓN A OBJETOS ESTELARES 
JÓVENES / HIGH PRECISION RADIO-ASTROMETRY TO YOUNG STELLAR 
OBJECTS
PARA OPTAR POR EL GRADO DE
DOCTOR EN CIENCIAS (ASTROFÍSICA)
PRESENTA
SERGIO ABRAHAM DZIB QUIJANO
TUTORES
DR. LAURENT LOINARD, CENTRO DE RADIOASTRONOMÍA Y ASTROFÍSICA
DRA. AMY MIODUSZEWSKI, NATIONAL RADIO ASTRONOMY OBSERVATORY
MÉXICO, D. F. NOVIEMBRE DE 2013.
 
UNAM – Dirección General de Bibliotecas 
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La disertación de Sergio Abraham Dzib Quijano es aprobada:
Director Fecha
co-Director Fecha
Fecha
Fecha
Fecha
UNIVERSIDAD NACIONAL AUTÓNOMA DE MÉXICO, Morelia
Otoño, 2013
Radio-astrometría de alta precisión a objetos estelares jóvenes / High
precision radio-astrometry of young stellar objects
Copyright 2013
por
Sergio Abraham Dzib Quijano
iii
A mi familia
iv
Agradecimientos
Antes que nada agradezco a la gente que paga sus impuestos, que al �nal es con
lo que se �nancian los proyectos cientí�cos. En segundo agradezco al Consejo Nacional de
Ciencia y Tecnología quien me proporciono la beca para hacer mis estudios doctorales. A la
Universidad Nacional Autónoma de México en especial a su campus Morelia y al Centro de
Radioastronomía y Astrofísica, por tan maravillosos años productivos.
Quiero agradecer ampliamente a los Drs. Laurent Loinard y Amy Mioduszewski
por haber aceptado dirigir esta tesis, por dejarme involucrar en su proyecto The Gould's
Belt Distances Survey, por su paciencia y por compartir un poco de su sabiduría conmigo.
De la misma forma y de manera muy especial agradezco al Dr. Luis F. Rodriguez por
haberme ayudado mucho durante los seis años de posgrado. A las Dras. Yolanda Gómez y
Paola D`Alessio cuyo cariño y paciencia me motivaron a permanecer en la astronomía. Y
no me olvido de las enseñanzas que obtuve de todos y cada uno de los investigadores del
CRyA. A mis compañeros de posgrado, sin ustedes no pude haber sobrevivido a la Maestría
y al Doctorado. Al personal de administración del CRyA quienes nos apoyan con todos los
tramites burocráticos.
A mis amigos que permanecieron ahí apoyándome para continuar y que en más de
una ocasión me sacaron temporalmente del mundo académico para que me pudiera relajar.
Por último, agradezco in�nitamente a mi familia por todo su amor y apoyo, a ustedes dedico
esta tesis.
v
Índice general
Índice de �guras vii
Índice de tablas viii
1. Introducción 1
1.1. La astrometría en la historia de la astronomía . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2
1.1.1. Hiparco de Nicea . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3
1.1.2. Astrometría en los tiempos de la revolución cientí�ca . . . . . . . . . . 4
1.1.3. Medición de la primera paralaje trigonométrica de una estrella . . . . 5
1.1.4. Probando la teoría de la relatividad general . . . . . . . . . . . . . . . 6
1.1.5. Astrometría contemporánea y futura . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7
1.2. Objetos estelares jóvenes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8
1.2.1. Procesos de emisión radio en objetos estelares jóvenes . . . . . . . . . 11
2. Metodología 15
2.1. Interferometría y síntesis de apertura a radio frecuencias . . . . . . . . . . . . 16
2.2. Instrumentos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18
2.2.1. El Karl G. Jansky Very Large Array . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18
2.2.2. El Very Long Base Array . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 19
2.3. Observaciones . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 20
2.3.1. Observaciones con el VLA . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 20
2.3.2. Observaciones en continuo con el VLBA . . . . . . . . . . . . . . . . . 21
2.4. Reducción de datos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 23
2.4.1. VLA . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 23
2.4.2. VLBA . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 23
3. Estudios para determinar movimientos propios 26
3.1. La fuente radio compacta, variable en el tiempo en W3(OH):
¾Evidencia de un disco foto�evaporado? . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 27
3.2. Emisión en radio continuo del jet DG Tauri . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 36
3.3. Observaciones en radio continuo de DG Tau B . . . . . . . . . . . . . . . . . . 46
3.4. La región de colisión de vientos compacta en Cyg OB2 #5 . . . . . . . . . . . 55
3.5. Movimientos propios del cúmulo compacto de radio fuentes en HH 124 . . . . 61
ÍNDICE GENERAL vi
4. Medición de paralajes trigonométricas 75
4.1. Distancia a EC 95 en el núcleo de Serpens . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 76
4.2. Distancia a HW 9 en Cefeo A . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 89
4.3. La distancia a Cyg OB2 #5 en la región Cygnus-X . . . . . . . . . . . . . . . 95
5. Búsqueda de candidatos para observaciones VLBI 105
5.1. El complejo O�uco . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 106
5.2. El complejo Tauro-Auriga . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 124
5.3. Fuentes de radio embebidas en el núcleo denso Barnard 59 . . . . . . . . . . . 140
5.4. Sobre la naturaleza de la emisión radio de las fuentes en el cúmulo compacto
HH124 y sus alrededores . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 147
6. Conclusiones 149
7. Trabajo a futuro 151
7.1. Medición de distancias a regiones de formación estelar . . . . . . . . . . . . . 151
7.2. Binarias de mili-segundos de arco . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 153
7.3. Análisis de la relación Güdel-Benz para objetos estelares jóvenes . . . . . . . 153
7.4. Estudios con ALMA y VLA de discos foto-evaporados . . . . . . . . . . . . . 156
7.5. Observaciones con el Event Horizon Telescope . . . . . . . . . . . . . . . . . . 156
7.6. ERA: descubriendo Exoplanetas jóvenes con Radio Astrometría . . . . . . . . 157
A. Calibración semi-automatizada de datos VLBA 160
A.1. Archivo ayuda . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 160
A.2. Script . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 161
vii
Índice de �guras
1.1. Diagrama esquemático de la evolución de estrellas jóvenes de baja masa
(izquierda) y de alta masa (derecha), y su medio circundante. Grá�co tomado
y adaptado de 12http://physics.uwyo.edu/∼chip/cluster_res.html . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 10
2.1. Diagrama esquemático de un interferometro de dos elementos. En esta Figura,
T es equivalente a la τ que se usa en el resto del texto de ésta sección. . . . . 17
3.1. Posiciones de la radio fuente compact como función de la época. Las líneas
sólidas son los mejores ajuste de mínimos cuadrados a las posiciones. . . . . . 28
5.1. Mapa de fondo es un mapa de extinción AV (proveniente de Dobashi et
al. 2005). Los puntos negros representan los campos observados en nuestro
muestreo con el VLA. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 124
5.2. Luminosidad en rayos-X como una función de luminosidad radio a frecuencias
de 4.5 GHz (panel a la izquierda) y 7.5 GHz (panel a la derecha) para objetos
estelares jóvenes en Tauro. La línea rojamuestra la relación Güdel-Benz con
κ = 1 y la sombra roja indica el rango cubierto por dicha relación. La línea
azul muestra la relación Güdel-Benz con κ = 0,03 y la sombra azul indica el
rango cubierto por los objetos estelares detectados en Tauro. . . . . . . . . . . 125
7.1. Luminosidad en rayos-X como una función de luminosidad radio a frecuen-
cias de 4.5 GHz (paneles a la izquierda) y 7.5 GHz (paneles a la derecha)
para objetos estelares jóvenes en O�uco (paneles superiores) y Tauro (pane-
les inferiores). La línea roja muestra la relación Güdel-Benz con κ = 1 y la
sombra roja indica el rango cubierto por dicha relación. La línea azul muestra
la relación Güdel-Benz con κ = 0,03 y la sombra azul indica el rango cubierto
por los objetos estelares detectados en O�uco y Tauro. . . . . . . . . . . . . . 154
viii
Índice de tablas
3.1. Posición, densidad de �ujo y frecuencia observada de la radio fuente compacta
en W3(OH) en las diferentes épocas. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 28
3.2. Movimientos propios de las radio fuentes que fueron detectadas en los datos
de Reipurth et al. (2002) y en nuestros datos. . . . . . . . . . . . . . . . . . . 62
4.1. Valores de la paralaje a diferentes distancias. . . . . . . . . . . . . . . . . . . 76
5.1. Estrellas jóvenes con paralaje trigonométrica medida por nuestro grupo con
observaciones múltiples del VLBA. Tabla tomada de 12http://www.crya.unam.mx/∼l.loinard/Gould/106
7.1. Regiones de formación estelar con distancias determinadas pobremente y que
pueden ser observadas con el VLA y el VLBA. . . . . . . . . . . . . . . . . . 152
�Poco sabemos de la vida de Leeuwenhoek (Antonie Philips van Leeuwenhoek) entre sus 20
y 40 años, pero es indudable que por esos entonces se le consideraba un hombre ignorante;
no sabía hablar más que holandés, lengua despreciada por el mundo culto que la
consideraba propia de tenderos, pescadores y braceros. En aquel tiempo, las personas cultas
se expresaban en latín, pero Leeuwenhoek no sabía ni leerlo. La Biblia, en holandés, era su
único libro. Con todo, su ignorancia lo favoreció, porque aislado de toda la palabrería docta
de su tiempo no tuvo más guía que sus propios ojos, sus personales re�exiones y su
exclusivo criterio.�
Cazadores de microbios
Paul De Kruif
1
CAPÍTULO 1
Introducción
En una noche con el cielo despejado, sin Luna y estando lo su�cientemente lejos
de la contaminación lumínica de la civilización, uno puede disfrutar de un hermoso cielo
estrellado. Si uno �ja su vista hacia una estrella, al azar, como referencia y empieza a
ubicar otras estrellas a su alrededor, se dará uno cuenta que a lo largo de la noche estas
permanecerán siempre a la misma distancia de la estrella de referencia y entre ellas. Incluso
uno puede mirar varias noches seguidas y no percibirá ningún cambio de posición respecto
a la estrella de referencia1. Lo increíble es que si uno pudiese regresar o adelantar el tiempo
unos dos mil o cuatro mil años veríamos un cielo casi idéntico. De hecho hoy día seguimos
viendo y nombrando de la misma forma muchas de las constelaciones que vieron los griegos
y otras culturas antiguas.
La verdad es que las estrellas sí se mueven unas respecto a las otras. Sin embar-
go, debido a las grandes distancias involucradas2 este movimiento es tan pequeño que para
empezar a notar cambios signi�cativos con el ojo desnudo necesitaríamos dejar pasar miles
de años. Afortunadamente, con ayuda de instrumentos especializados se pueden medir estos
movimientos para algunas estrellas en unos años o incluso meses. La rama de la astronomía
encargada de hacer esas mediciones se llama astrometría. Este termino sólo aplica a medi-
ciones de cambios de posición en el cielo de estrellas y otros objetos celestes y no a mediciones
de cambio en general a pesar de su nombre3.
1Esto es verdadero para las estrellas, pero no para los planetas y demás cuerpos del sistema solar. Estos
al encontrarse más cerca de la Tierra pueden tener movimientos notorios en lapsos de días.
2Próxima Centauri la estrella más cercana al Sol se encuentra a una distancia de 40 billones de kilómetros
(40×1012 km).
3Del griego astro=estrella y metria=medir, por lo que podría ser interpretado como la medición de
cualquier parametro estelar.
CAPÍTULO 1. INTRODUCCIÓN 2
Puede que a primera impresión la astrometría parezca algo sencillo, pero en reali-
dad es una disciplina que requiere instrumentación altamente so�sticada, conocimientos de
astronomía y física general, códigos de análisis y paciencia. La astrometría ha sido funda-
mental para todos los campos de la astronomía. A veces, se suele ignorar que muchos de
los grandes descubrimientos astronómicos han sido realizados en base a detallados estudios
astrométricos.
1.1. La astrometría en la historia de la astronomía
La Astronomía es probablemente la ciencia más antigua que ha desarrollado la
humanidad. Sus primeros avances se hicieron mayormente determinando las posiciones de
los objetos celestes, disciplina que hoy conocemos como astrometría. Esta disciplina engloba
las técnicas observacionales, instrumentación, análisis y procesamiento de datos, marcos de
referencia, posiciones y movimientos del objeto de estudio y el fenómeno astronómico re-
sultante (Kovalevsky & Seidelmann 2004). En la época actual la astrometría es tan precisa
que podríamos medir la posición exacta de un caracol en la super�cie de la Luna e incluso
determinar la velocidad a la que se mueve. Pero, ¾cómo era la astrometría cuando el instru-
mento más avanzado para estudios de los objetos astronómicos era el ojo desnudo y cómo
ha evolucionado desde entonces?
Imaginemos a la humanidad en sus principios, personas viviendo a la intemperie en
los árboles ó cavernas. En algún momento estas personas se dieron cuenta que los momentos
de luz y calor estaban relacionados con la posición del Sol en la bóveda celeste. Esto pudo
motivar la búsqueda de otras relaciones entre los cielos y su vida cotidiana. Otro gran
avance se produjo al notar que las estrellas conservaban sus posiciones unas respecto a las
otras. Al saber esto y darse cuenta que ciertas estrellas sólo son visibles en las épocas de
mucho frío o mucho calor (es decir; las estaciones del año) les daba la ventaja sobre los demás
animales para prepararse mejor para el siguiente cambio de clima. Este tipo de observaciones
dieron lugar a la creación de los calendarios, y sirvió para el desarrollo de otras actividades
humanas, como la caza, la pesca y la agricultura, dando origen a las civilizaciones. No es
sorprendente entonces que las grandes civilizaciones del pasado: egipcios, babilonios, griegos,
mayas, chinos, etc., tengan basada parte de su cultura en eventos astronómicos y que hayan
seguido haciendo observaciones del cielo más detalladas.
Estas observaciones también lograron identi�car un grupo de estrellas cuya posición
CAPÍTULO 1. INTRODUCCIÓN 3
no estaba �ja respecto a las demás estrellas. Los estudios astrométricos realizados sobre
estas estrellas revelaron que su movimiento era errante, algunos días parecían moverse en la
misma dirección que el resto de las estrellas, otras veces en contra e incluso había días en
que estaban quietas respecto a las demás estrellas. Hoy día sabemos que en realidad estas no
son estrellas sino cuerpos que se encuentran dentro del sistema solar y ahora conocemos con
el nombre de Planetas, palabra que proviene del latín que a su vez se deriva de la palabra
griega errante. La interpretación fue que las estrellas estaban �jas en la bóveda celeste y
que los planetas (Sol, Luna,4 Venus, Mercurio, Marte, Júpiter y Saturno) estaban a una
distancia menor. La importancia de esta interpretación la pongo en palabras del Dr. George
Forbes, �Probablemente el paso más grande en la teoría astronómica... fue la transición entre
planilandia y un espacio de tres dimensiones.� La verdadera razón del movimiento errante
de los planetas no sería descubierto sino hasta milesde años después, tema al que volveré
más adelante.
Con el nacimiento de la civilización la astrometría ha ido evolucionando con el
desarrollo de nuevas técnicas e instrumentos. Y el primer gran cambio se dio en la antigua
Grecia.
1.1.1. Hiparco de Nicea
Hiparco de Nicea (190 � 120 A.C.) fue un erudito de la antigua Grecia. Sus grandes
contribuciones fueron en las áreas de Matemáticas, Geografía y Astronomía. De hecho, Hipar-
co puede ser considerado el fundador de la astronomía observacional (Forbes 1909). Dos de
sus grandes contribuciones a la Astronomía las realizó haciendo estudios astrométricos.
En el año 134 A.C. observó una nueva estrella. Esto era contrario a la percepción
que se tenía en esa época de un Universo �jo e inmutable. Esto lo perturbó tanto que
decidió hacer un catalogo de todas las estrellas principales y así saber si alguna aparecía
o desaparecía. El catálogo, que se puede encontrar en el Almagesto de Ptolomeo, contiene
las posiciones de 1024 estrellas en 48 constelaciones. Las posiciones de las estrellas se dan
en coordenadas eclípticas. Ya teniendo su catálogo, lo comparó con los de sus antecesores
Timocares de Alejandría (320 a.C. � 260 a. C) y Aristilo (∼300 a. C.). No encontró alguna
estrella que haya desaparecido o aparecido en el periodo de 150 años de diferencia en el
que fueron hechos los diferentes catálogos. Sin embargo, encontró que todas las estrellas se
4El Sol y la Luna también tienen movimientos errantes comparado con las estrellas y eran considerados
planetas.
CAPÍTULO 1. INTRODUCCIÓN 4
habían desplazado con respecto a la eclíptica. Él sugirió que este desplazamiento podría ser
explicado por el movimiento del equinoccio en la dirección del movimiento diurno aparente
de las estrellas. El valor que sugirió fue de 45 segundos de arco por año, muy cercano al valor
medido actualmente de 50.27 segundos de arco por año. La duración de una revolución de
este movimiento precesante es de 26000 años.
Otra gran contribución de Hiparco fue calcular la distancia a la Luna usando el
método que Aristarco de Samos había sugerido un siglo antes. Este método se basaba en los
tamaños relativos de la Tierra y la Luna, por lo que la distancia a ella también podía ser
representada en términos del tamaño de la Tierra. Sus cálculos lo llevaron a determinar que
la distancia a la Luna era 30 veces el diámetro de la Tierra. Un valor sorprendentemente
exacto para las herramientas que se tenían en esa época.
1.1.2. Astrometría en los tiempos de la revolución cientí�ca
Después del gran auge del conocimiento en la época de los griegos, hubo un es-
tancamiento relativo en el avance cientí�co y tecnológico. Durante ese tiempo uno de los
principales problemas que hacía falta resolver era el movimientos de los planetas. La forma
más común de atacar este problema fue propuesta en el siglo II y consistía en suponer que la
Tierra era el centro del Universo y que el Sol, la Luna y los planetas giraban alrededor de ésta
y, además, los planetas iban moviéndose en círculos alrededor de sus puntos orbitales (estos
movimientos circulares secundarios eran conocidos como epiciclos). Cuando las predicciones
de esta teoría fallaba se agregaban más epiciclos. La teoría modelaba bien el movimiento
planetario aunque con tantos epiciclos, pasaron siglos de agregar epiciclos, se volvió muy
complicada.
En el siglo XVI, existió un gran astrometrista danés llamado Tycho Brahe. Él
hizo mejoras a los instrumentos clásicos de la época para dar la posición de las estrellas y
planetas con errores mucho menores que cualquiera de sus contemporáneos. De hecho, él
hizo las mejores mediciones de posiciones de estrellas y planetas que se lograron antes de
la invención del telescopio. Su legado fue un catálogo de posiciones de 1000 estrellas y la
posición en varias épocas de planetas.
Después de su muerte, un astrónomo alemán llamado Johannes Kepler tuvo acceso
a sus tablas e hizo un gran descubrimiento. Kepler estaba muy interesado en comprender el
errático movimiento planetario, y consideró que estos debían cumplir las leyes pitagóricas
CAPÍTULO 1. INTRODUCCIÓN 5
de la armonía. Su teoría, llamada armonía de esferas celestes, trataba de explicar estos
movimientos con sólidos perfectos. Pero, sus intentos eran frustrados ya que sus predicciones
no coincidían con los datos tomados por Brahe, en especial sobre el movimiento retrógrado
del planeta Marte. Finalmente, Kepler propuso que el movimiento de los planetas se debía
a órbitas elípticas alrededor del Sol, esta teoría cuadraba con las mediciones de Brahe y le
sirvió para formular sus famosas tres leyes del movimiento planetario. Estas tres leyes del
movimiento planetario fueron explicadas posteriormente por Newton como una consecuencia
de la Ley de Gravitación Universal y las Leyes de la mecánica.
Otro importante estudio astrométrico de Tycho Brahe fue la medición de distancias
a cometas usando un concepto relativamente sencillo. Un objeto visto desde dos puntos
diferentes sufrirá una desviación angular de su posición aparente dependiendo del punto
de vista elegido. Este desplazamiento angular se llama paralaje trigonométrica. Esta
se puede medir usando de referencia objetos más lejanos, y por trigonometría básica uno
puede mostrar que se puede obtener la distancia a dicho objeto conociendo la paralaje
trigonométrica. Brahe hizo mediciones de posición de los cometas en dos puntos diferentes
sobre la Tierra y con estas mediciones determinó que la distancia a los cometas eran mayores
que la distancia a la Luna y descartó que estos tuvieran un origen atmosférico.
Por otro lado, se dio cuenta que las estrellas de fondo carecían de paralaje trigo-
nométrica y esto le hacía rechazar la teoría heliocéntrica de Copérnico. Si la Tierra girase
alrededor del Sol, el desplazamiento angular de paralaje en las estrellas debería ser mucho
mayor que el visto desde dos puntos sobre la Tierra y sus mediciones nunca pudieron medir
estos desplazamientos. Las posibilidades eran: (1) que la Tierra está en el centro del Universo
y las estrellas en la bóveda celeste no presentan paralaje trigonométrica ó (2) las estrellas
están tan lejos que la paralaje es tan pequeña que no podía ser medida. La primera con-
clusión estaba en buen acuerdo con todo lo que se creía en esa época por lo que no es de
extrañar que haya optado por esta postura. Hoy sabemos que la segunda conclusión es la
correcta. Sin embargo, pasarían un par de siglos más hasta que se pudo medir la paralaje a
una estrella.
1.1.3. Medición de la primera paralaje trigonométrica de una estrella
La ausencia de paralajes trigonométricas de las estrellas fue la principal objeción a
cualquier teoría del movimiento de la Tierra. Después que la teoría de movimientos planeta-
CAPÍTULO 1. INTRODUCCIÓN 6
rios de Kepler saliera a la luz, los astrónomos se convencieron de que este fenómeno debería
ser observado en las estrellas. Muchos intentos fueron hechos, se perfeccionaron las técnicas
de observación y la calidad de los instrumentos. Pero los intentos parecían no rendir frutos,
afortunadamente el deseo de los astrónomos por medirla era intensi�cado por la certidumbre
práctica de su existencia.
Fue hasta el año de 1840 cuando Friedrich Bessel, Wilhelm Struve y Thomas Hen-
derson, lograron medir, de manera simultánea e independiente, paralajes a estrellas. De
manera independiente los tres observaron estrellas con grandes desplazamientos de posición
(movimientos propios) lo cual supusieron era un indicador de cercanía, y les midieron su
paralaje. Esto apoyó y demostró de una vez por todas el movimiento de la Tierra alrededor
del Sol y, por ende, las leyes del movimiento planetario de Kepler. Durante la ceremonia de
condecoración a Bessel (quien era el que había demostrado de manera más convincente sus
resultados) con la medalla de oro de la Royal Astronomical Society, William Herschel dijo
�Es el más grande y glorioso triunfo que la astronomía prácticahaya presenciado�.
Bessel observó 61 Cygni y midió una paralaje trigonométrica de 0′′.348, lo que
implica una distancia de 88.5 billones de kilómetros. Por otro lado, Henderson midió una
paralaje a α Centauri de 1′′.16. Mejores mediciones hoy día dan una paralaje de 0′′.75 y para
su compañera Próxima Centauri una paralaje de 0′′.77. Estas son las paralajes mas grandes
que se han medido a estrellas, es decir, son las estrellas más cercanas a nuestro sistema solar
y se encuentran a una distancia de 40 billones de kilómetros.
Una vez más, la astrometría nos da pistas sobre el lugar de nuestros Sistema Solar
en el Universo y sobre las leyes que lo gobiernan. Aunque, ésta no sería la última vez.
1.1.4. Probando la teoría de la relatividad general
A principios del siglo XX, el físico Alemán Albert Einstein, propuso su teoría de la
relatividad especial la cual posteriormente completó en lo que hoy conocemos como la teoría
de la relatividad general de Einstein. De manera elegante resolvía muchos de los huecos
que quedaban de la física clásica de Newton y Maxwell. La base de esta teoría radica en la
constancia de la velocidad de la luz en el vacío. Sin embargo, el desarrollo de estas teorías
era completamente matemático y hacía falta un experimento para veri�carlas.
En la teoría de la relatividad general el espacio y el tiempo se unen en una enti-
dad única, llamada espacio-tiempo. Este espacio-tiempo se ve afectado por la presencia de
CAPÍTULO 1. INTRODUCCIÓN 7
materia y es curvado. Esta curvatura es lo que nosotros percibimos como gravedad. Si esta
propuesta es verdadera, la curvatura del espacio-tiempo no sólo debería ser sentida por otros
objetos con masa (como lo supone la teoría clásica de gravedad de Newton) sino también
por partículas sin masa, como por ejemplo las partículas de luz. De acuerdo con esto los
rayos de luz deben ser desviados en presencia de materia. Esta desviación es tan pequeña
que se requiere un cuerpo muy masivo para poder producir un cambio apreciable.
El cuerpo más masivo de nuestro sistema solar es el mismo Sol y el rayo de luz del
cual queremos medir su desviación puede ser proporcionado por una estrella mas lejana. El
Sol es tan brillante que esta desviación sólo puede ser detectada en condiciones especiales
donde podemos ocultar todo el brillo del Sol durante el día, es decir un eclipse total de
Sol. Con esta idea los astrónomos Arthur Eddington y Frank Watson Dyson organizaron
expediciones para observar un eclipse total de Sol en 1919. Sus resultados mostraron que la
posición de las estrellas cercanas al borde del disco solar se encontraban desplazadas respecto
a sus posiciones conocidas y en acuerdo a lo predicho por la teoría de la relatividad general5.
Este fue el primer experimento que mostraba la veracidad de dicha teoría y el que lanzó a
Einstein a la fama.
1.1.5. Astrometría contemporánea y futura
Despues de la medición exitosa de paralajes por Bessel, Struve y Henderson, los
astrónomos midieron paralajes y movimientos propios a varias estrellas relativamente cer-
canas. Algo que limitaba mucho estas mediciones era, que debido a la atmósfera terrestre, la
luz proveniente de ellas es dispersada y complica la medición de sus posiciones por debajo
de 0′′.4 por lo que no se podían medir paralajes más chicas que este valor. Por esta limitación
era necesario salir de los umbrales de la atmósfera terrestre para poder medir paralajes más
pequeñas en longitudes de onda del óptico. Esto fue logrado hace apenas unas décadas con
el auge de la era espacial.
A mediados del año 1989, fue lanzado el satélite HIPPARCOS (High Precision
Parallax Collecting Satellite) por la agencia espacial europea (ESA, por sus siglas en ingles),
la misión espacial astrométrica más ambiciosa del siglo XX. El catálogo liberado contiene
las posiciones, los movimientos propios y las paralajes trigonométricas de cerca de 100,000
estrellas. Sus mediciones tan precisas han servido de base para muchos resultados cientí�cos.
5Se argumentó que las observaciones de Eddington carecían de la calidad necesaria para determinar este
cambio, pero un reanálisis posterior de los datos con�rmó sus resultados (Kenne�ck 2007).
CAPÍTULO 1. INTRODUCCIÓN 8
En partícular la precisión de sus distancias estimadas han servido para corregir las edades
estelares y de cúmulos globulares de estrellas que sirvieron para poner un límite a la edad
del Universo.
El sucesor del satélite HIPPARCOS será el proyecto astrométrico más ambicioso
de la historia humana y llevará por nombre GAIA (Global Astrometric Interferometer for
Astrophysics). Esta misión espacial, que también es de la ESA, tiene como objetivo obtener
un mapa tridimensional de nuestra Galaxia, y revelar la composición, formación y evolución
de la Galaxia. También proveerá medición de posiciones y velocidades radiales sin prece-
dentes necesarias para producir censos estereoscópicos y cinemáticos de alrededor de mil
millones de estrellas en nuestra Galaxia y a través del Grupo Local (las galaxias vecinas a
nuestra Galaxia). Se prevé una mejora en precisión de un factor de 100 sobre HIPPARCOS
en alrededor de 23 millones de estrellas.
Por otro lado, en la actualidad los radio interferómetros son los instrumentos que
permiten hacer la astrometría de más alta precisión. Desde sus inicios en los años 70s (Ryle
1972) su rol ha sido de gran importancia principalmente en el entendimiento de los cuásares,
los cuales ahora se sabe son galaxias muy lejanas que son muy brillantes en frecuencias de
radio. La falta de detección de movimientos propios usando interferómetros muy extendidos
(Shapiro et al. 1976), fue clave para determinar que eran de origen extragaláctico. Al ser de
origen extragaláctico representan un marco de referencia celestial �jo y por tanto son muy
útiles para hacer astrometría relativa a ellos.
Las observaciones a radio frecuencias también tienen la ventaja de poder detectar
objetos que están muy oscurecidos por nubes de material interestelar a otras longitudes
de onda, como el visible. La astrometría de estos objetos no ha sido determinada ó fue
pobremente determinada por HIPPARCOS. Esta situación no parece que vaya a mejorar
mucho con GAIA. Recientes observaciones a radio frecuencias han permitido mejorar un
poco esta situación. En partícular, la determinación de parámetros astrométricos de objetos
estelares jóvenes han dado pistas importantes a los procesos de formación estelar y han
permitido un mejor desarrollo de teorías respecto al tema.
1.2. Objetos estelares jóvenes
Mientras que la evolución de estrellas en su fase de secuencia principal está muy
bien entendida, la evolución de las estrellas en su fase pre�secuencia principal sigue mal com-
CAPÍTULO 1. INTRODUCCIÓN 9
prendida y es un tema de investigación muy activo en la astrofísica moderna. Sin embargo,
a grandes rasgos sabemos cuáles son las etapas por las que pasan las estrellas nacientes.
Las estrellas nacen en grandes nebulosidades de gas y polvo. Estas nubes son frías
(∼10 K), sus masas pueden llegar a ser hasta cien mil veces la de nuestro Sol6 y sus tamaños
pueden ser hasta diez mil veces más grandes que todo el sistema solar. Al interactuar con
otras nubes u otras formas del medio interestelar entran en un estado de inestabilidad y
comienzan a comprimirse y fragmentarse. La pequeñas nubes que nacen de estos fragmentos
siguen un proceso similar y se vuelven a comprimir y fragmentarse. Este proceso se repite
muchas veces pero no de manera inde�nida. Llega un momento en que la nube ya no se
fragmenta más y toda se empieza a colapsar en un sólo punto. La estrella ha comenzado a
gestarse. Durante su gestación la estrella pasa por diferentes etapas y estas dependen de la
cantidad de masa que se acreta.
Las estrellas de baja masa (0.08�2 M�) son las que pasan por más etapas de
desarrollo. Al principio la estrella está envuelta por un material denso de gas y polvo (Clase
0). Este es acretado por todas lasdirecciones hacia el punto donde se está formando la
estrella. Conforme va creciendo, el material a su alrededor se va aplanando debido a efectos
de la rotación de la nube y empieza a formar un disco y las trayectorias de caída de material
se modi�can (Clase I). Es a través de este disco que la estrella sigue ganando masa. El
material del disco cae a la estrella, pero sólo una parte del material que es arrastrado cae
directamente a la estrella, la otra parte es eyectada hacia el medio interestelar a través de
�ujos bicónicos opuestos, que en el lenguaje coloquial de los astrónomos se conocen como
Jets. Este material eyectado se lleva consigo parte del momento angular del material que se
acreta del disco. Esto también es necesario para la formación de la estrella, si este momento
angular lo ganase la estrella, esta empezaría a girar tan rápido que se detendría su formación
en etapas muy tempranas. La estrella continúa acretando material a un ritmo cada vez menor
y el disco cada vez es más delgado y empieza la formación de planetas (Clase II). Al �nal
la estrella ha detenido casí por completo la acreción y el disco es muy tenue y la estrella
está próxima a la secuencia principal (Clase III)7. Estas etapas fueron propuestas por Lada
(1987) y Andre et al. (1993), y se ilustran en la Figura 1.1.
Durante estas etapas, el principal mecanismo de transporte de energía en el interior
6La masa del Sol es 2× 1030 kg.
7Aún hay controversia sobre si esta secuencia en realidad describe el estado evolutivo de la estrella o sólo
del material que las rodea.
CAPÍTULO 1. INTRODUCCIÓN 10
Figura 1.1: Diagrama esquemático de la evolución de estrellas jóvenes de baja masa (izquier-
da) y de alta masa (derecha), y su medio circundante. Grá�co tomado y adaptado de
http://physics.uwyo.edu/∼chip/cluster_res.html .
CAPÍTULO 1. INTRODUCCIÓN 11
de las estrellas de baja masa es por convección. Es decir, volúmenes de material se mueven
hacia el exterior de las estrellas depositando la energía liberada por contracción gravita-
cional en las capas externas. A su vez material de las capas externas es desplazado hacia
el interior. Este movimiento de grandes masas de gas ionizado junto con el movimiento de
rotación diferencial del núcleo estelar producen un efecto dínamo que da origen al campo
magnético en estas estrellas. A su vez, la convección en la capa mas externa de la estrella
produce bucles magnéticos. Cuando dos bucles magnéticos se acercan las líneas de ambos se
reacomodan, fenómeno conocido como reconexión magnética. Durante estos eventos se puede
liberar material de la super�cie de la estrella de manera violenta, alcanzando velocidades
comparables con la velocidad de la luz (por ejemplo, ver Güdel 2002).
Por su parte, las estrellas de masa intermedia (2�8 M�) se cree que siguen un ciclo
muy similar que las estrellas de baja masa, pero ha sido estudiado aún en menor detalle. Esto
es principalmente debido a que las estrellas de masa intermedia son menos comunes y llegan
a la fase de secuencia principal más rápido. Una de las principales diferencias entre estrellas
de baja masa y masa intermedia es que el principal transporte de energía en el interior de
estrellas de masa intermedia es por radiación y, por tanto, no cuentan con campos magnéticos
fuertes.
Por último, estrellas de alta masa (> 8 M�) pasan muy poco tiempo en sus fases
de formación y no pasan por una fase de pre-secuencia principal. Aun existen muchas líneas
de investigación abiertas sobre sus procesos de formación, aunque investigaciones recientes
sugieren que su formación es semejante a la de las estrellas de baja masa (ver Figura 1.1 y
la revisón de este tema por Zinnecker & Yorke 2007 y Galván-Madrid 2012).
1.2.1. Procesos de emisión radio en objetos estelares jóvenes
Los objetos estelares emiten radiación electromagnética a diferentes frecuencias.
En radio frecuencias mucha de la emisión es debida a la aceleración de partículas cargadas,
usualmente electrones, debido principalmente a su interacción con otras partículas cargadas
(bremsstrahlung o emisión libre-libre) ó por su movimiento en espiral a través de campos
magnéticos (emisión sincrotrón cuando los electrones son relativistas). En el caso de las
estrellas, las partículas expulsadas en los eventos de reconexión magnética tienen velocidad
moderadamente relativistas y la emisión se llama girosincrotrón.
Estos dos tipos de radiación pueden ser diferenciados observacionalmente, parti-
CAPÍTULO 1. INTRODUCCIÓN 12
cularmente para objetos estelares jóvenes, por sus características especi�cas. La radiación
térmica libre-libre es usualmente estable o con variaciones en amplitud lentas (en escala de
años), con índices espectrales8 ≥ −0.1, y sin polarización. En contraste, la radiación girosin-
crotrón puede mostrar variaciones en �ujos en escala de tiempos de horas a días, sus índices
espectrales se pueden encontrar entre los rangos de −2 a + 2 y puede mostrar niveles impor-
tantes de polarización circular. Las velocidades de los electrones en un plasma con emisión
girosincrotrón no pueden ser descritas de manera térmica, es decir no cumplen con una
distribución Maxwelliana de velocidades, por lo que se dice que su emisión es no-térmica9.
A continuación describimos brevemente cada uno de los procesos pero sin entrar
a los formalismos físico-matemáticos que escapan a los objetivos planteados para esta tesis
aunque pueden ser consultados en el libro Radiative Processes in Astrophysics de Rybicki &
Lightman (1986) y los artículos de revision de Dulk (1985) y Güdel (2002).
Emisión libre-libre
Los electrones en un plasma térmico interactúan de manera coulombiana con partícu-
las con cargas positivas y son desviados de sus trayectorias rectilíneas (pero continúan
siendo partículas libres, de donde deriva el nombre libre-libre). Para sufrir estas desvia-
ciones los electrones son acelerados y entonces emiten o absorben fotones. Como cada
electrón es desviado de manera diferente la energía de cada fotón emitido es diferente.
En radio frecuencias los encuentros más distantes, que causan menores desviaciones,
son mucho más importantes que los raros encuentros más cercanos (Dulk 1985). Ya
que las partículas son libres, sus estados de energía no están cuantizados y la radiación
resultante de los cambios en energía cinética es continua sobre todo el espectro.
El �ujo de la emisión libre-libre ópticamente gruesa (es decir opaca) muestra una
dependencia que va como ν2, mientras que para la emisión ópticamente delgada (o
transparente) es casi independiente de la frecuencia (∝ ν−0.1). Un viento ionizado o
jet en una estrella joven puede ser descrita como una combinación de una componente
central con emisión ópticamente gruesa y una envolvente ópticamente delgada, lo cual
resulta en una dependencia del �ujo que va como ν0.6, para un viento isotrópico cuya
8El indice espectral, α, se de�ne tal que la dependencia del �ujo dependa de la frecuencia como Sν ∝ να.
9En general, se dice que la radiación es no-térmica cuando la materia no esta en equilibrio térmico. Es
decir, se cumple que n1
n2
6= g1
g2
exp hν
kT
. Esto ocurre cuando las partículas que radían no tienen una distribución
maxwelliana de velocidades o si las poblaciones atómicas no obedecen la ley de distribución de Maxwell-
Boltzmann (Rybicki & Lightman 1986).
CAPÍTULO 1. INTRODUCCIÓN 13
densidad decrece como r−2.
Emisión girosincrotrón
Para un plasma sujeto a la presencia de un campo magnético la aceleración de sus
electrones debido a colisiones usualmente puede ser despreciado en comparación con los
giros a los que es sometido el electrón alrededor de las líneas de campo. En el caso de que
la emisión es producida por las partículas que se mueven a velocidades moderadamente
relativistas (factores de Lorentz ∼ 2-3) la emisión se llama girosincrotrón (a diferencia
de la emisión ciclotrón que corresponde al caso no relativista, y de la emisión sincrotrón
en el caso ultra-relativista).Los objetos clase 0 (Figura 1.1) son detectados con emisión radio térmica. Los
objetos Clase I han sido por lo general detectados como fuentes con emisión radio térmica.
Esta emisión es debida a vientos térmicos o jets. Estos jets son probablemente neutros ini-
cialmente y se ionizan por choque con el medio ambiente a distancias de ∼100 UA (Anglada
1996).
Se espera que las estrellas jóvenes de baja masa tengan actividad magnética debido
a los efecto dínamo que se produce por los movimientos de grandes cantidades de masa en sus
interiores debido a que el principal transporte de energía es a través de convección. Durante
las reconexiones magnéticas, los electrones son disparados a velocidades semi-relativistas
que al viajar por los campos magnéticos de la estrella producen radiación girosincrotrón.
Debido a que la fuerza de los campos magnéticos decrece rapidamente con la distancia, r,
de la super�cie estelar (como r−3, en aproximación de dipolo magnético), la emisión está
muy concentrada a unos cuantos radios estelares.
El material circunestelar ionizado es ópticamente grueso y por tanto las estrellas
que están embebidas en un material con emisión libre-libre ocultan la emisión no-térmica.
Conforme la fuente va evolucionando y la estrella se va desnudando de su material circun-
dante y la emisión girosincrotrón empieza a ser dominante. Por eso es más común hallar
emisión girosincrotrón en objetos estelares jóvenes Clase II y Clase III.
En estrellas más masivas, la emisión radio puede también ser originada en regiones
H II o en vientos ionizados.
Las observaciones radio-interferométricas han dado varias de las pistas para resolver
algunos de los huecos en nuestro conocimiento sobre la formación estelar. En este proyecto
de tesis presentamos observaciones multi�época de objetos estelares jóvenes, de los tres
CAPÍTULO 1. INTRODUCCIÓN 14
diferentes rangos de masa, usando radio�interferómetros. Con ello ha sido posible hacer
astrometría para determinar paralajes trigonométricas y/o movimientos propios. Nuestros
resultados han dado pistas sobre los procesos de formación estelar y, además, sobre los
ambientes en los fenómenos naturales que dan origen a la emisión radio detectada.
15
CAPÍTULO 2
Metodología
Un radiotelescopio de un solo plato tiene una resolución angular1 de�nida como,
δ ∼ λ
D
,
donde λ es la longitud de onda de la radiación electromagnética que estamos observando y D
es el el diámetro del plato del telescopio. Para mejorar la resolución angular, a una λ dada,
el diámetro del telescopio debe ser incrementado. Sin embargo, existen límites prácticos y
económicos para los tamaños de los telescopios. A nivel mundial, el radiotelescopio de un
sólo plato más grande es el radiotelescopio de Arecibo, localizado en Arecibo, Puerto Rico.
Su disco tiene un diámetro de 305 metros y está anclado al suelo.
Uno de los más notables desarrollos en radio astronomía se produjo en 1946 con la
introducción de la técnica llamada interferometría. Los interferómetros de radio consisten
comúnmente de arreglos de dos o más telescopios de plato simple. El principal propósito
de un interferómetro es incrementar la resolución a través de un proceso llamado Síntesis
de Apertura2, donde se supone que cada antena individual es una pequeña sección de una
antena de diámetro igual a la separación de las antenas. Está técnica trabaja sobreponiendo
la señales de onda de diferentes telescopios sobre el principio de que ondas que coinciden en
fase se sumarán mientras que ondas de fases opuestas se cancelarán. Esto creará un telescopio
combinado que es equivalente en resolución, pero no en sensitividad, a un telescopio de una
sola antena cuyo diámetro es igual a la separación máxima entre las antenas pertenecientes
1La resolución angular es la separación angular mínima que puede haber entre dos fuentes para que
puedan ser reconocidas por separado.
2La tecnica de interferometría y Síntesis de Apertura son ampliamente explicados y discutidos en el libro
Interferometry and Synthesis in Radio Astronomy por Thompson et al. (2007).
CAPÍTULO 2. METODOLOGíA 16
al arreglo. La resolución angular de un interferómetro está de�nida como,
δ ∼ λ
B
,
donde B es la línea de base más larga del interferómetro3.
Usualmente estos telescopios están muy separados y conectados a través de ca-
bles coaxiales, guía de ondas, �bra óptica o algún tipo de línea de transmisión. Avances
recientes (∼ 20 años) en la estabilidad de los osciladores electrónicos han permitido a la in-
terferometría manejarse por grabaciones independientes de las señales de varias antenas, que
luego son correlacionadas en una central de procesamiento de datos. Esto permite establecer
las antenas alejadas unas de las otras hasta por miles de kilómetros y que sigan funcionan-
do como un solo arreglo. Este proceso es conocido como Interferometría de Línea de Base
Muy Larga (VLBI, por sus siglas en inglés). Estos sistemas al contar con líneas de base tan
largas, tienen una super�cie de recolección muy pequeña comparada con el área geográ�ca
que cubre, por lo que sólo son capaces de detectar fuentes con un alto brillo super�cial.
El trabajo que aquí se presenta está basado en observaciones radio�interferométricas
de alta resolución angular. En particular dos radio-telescopios del National Radio Astronomy
Observatory4 fueron usados y proveén la resolución y sensitividad adecuada para estudios
astrométricos. En este capítulo primero describiremos estos telescopios, luego la forma en
que se observa con cada uno de ellos y, al �nal, cómo se calibran los diferentes juegos de
datos.
2.1. Interferometría y síntesis de apertura a radio frecuencias
Interfeometría es la técnica que nos permite combinar la señal obtenida por dos an-
tenas y combinarlas como si fueran obtenidas por una sola. Para efectos prácticos tomaremos
el ejemplo más simple un interferómetro de dos elementos (ver Figura 2.1).
Empezamos considerando una onda electromagnética de amplitud E y frecuencia ν
que proviene de una fuente muy distante y, por lo tanto, puede ser considerada plana. La onda
electromagnética inducirá, sobre las antenas 1 y 2, los voltajes U1 y U2, respectivamente.
Estos voltajes se de�nen como:
3La separación entre dos antenas del arreglo se conoce como línea de base.
4The National Radio Astronomy Observatory is operated by Associated Universities Inc. under cooper-
ative agreement with the National Science Foundation.
CAPÍTULO 2. METODOLOGíA 17
U1 ∝ E exp (i2πνt),
U2 ∝ E exp [i2πν(t− τ)],
donde τ es el retraso causado por el camino extra que recorre la onda para llegar a la segunda
antena (ver Figura 2.1). Las señales son enviadas a un correlador donde son convolucionadas
(multiplicadas e integradas en tiempo) produciendo una salida:
R(τ) ∝
∫ T1
0
U1U2dt ∝ E2 exp (i2πντ).
Conforme transcurre una observación, la posición de la fuente va cambiando, por efectos de
la rotación de la Tierra. Esto produce una variación en τ .
Ahora, consideremos un objeto con un vector dirección ~s de la antena a su posición
en el cielo, y una distribución de brillo Iν(~s. El área de colección es A(~s), Ω es el ángulo
Figura 2.1: Diagrama esquemático de un interferometro de dos elementos. En esta Figura,
T es equivalente a la τ que se usa en el resto del texto de ésta sección.
CAPÍTULO 2. METODOLOGíA 18
sólido observado por el interferómetro y ~B es el vector linea de base de dos elementos. La
respuesta del correlador será:
R( ~B) =
∫
Ω
A(~s)Iν(~s) exp
[
i2πν
(
1
c
~B · ~s− τ
)]
dΩ ∆ν.
Esta función compleja se conoce con el nombre de función de visibilidad. En un arreglo de
muchos elementos, cada par de elementos con líneas de base ~Bm,n produce una visibilidad
de medida Rm,n por cada tiempo de integración.
Los radio-astronomos usan un sistema de coordenadas del plano del cielo, más
conveniente. Para de�nirlo, tomemos ~σ = (x, y) como un vector con origen en algún punto
~s0 dentro de la fuente, entonces la proyecciónnormalizada de ~B en el plano de la fuente es
el vector
(u, v) = c
~B · ~σ
ν
,
y la función de visibilidad puede ser reescrita como:
V (u, v) =
∫ ∞
−∞
∫ ∞
−∞
A(x, y)Iν(x, y) exp [i2π (ux+ vy)] dx dy.
La distribución de brillo en el cielo, Iν(x, y), modi�cada por la forma del haz primario,
A(x, y), se obtiene aplicando aplicando la transformada de Fourier a la función de visibilidad
V (u, v):
I ′ν(x, y) = A(x, y)Iν(x, y) =
∫ ∞
−∞
∫ ∞
−∞
V (u, v) exp [i2π (ux+ vy)] du dv.
La función I ′ν(x, y) es el mapa de intensidad �nal que obtenemos de la fuente.
Obtener esta función a partir de la función de visibilidad es lo que se conoce como síntesis
de apertura.
2.2. Instrumentos
2.2.1. El Karl G. Jansky Very Large Array
El Very Large Array (VLA) es un arreglo interferométrico de 27 antenas de 25
metros de diámetro acomodadas en forma de �Y�, localizado en las planicies de San Agustin,
CAPÍTULO 2. METODOLOGíA 19
Nuevo México. Fue construido en los años 70s y por ello la electrónica que manejaba era de
esa misma época. Por otro lado, la ingeniería electrónica ha tenido un gran avance desde
entonces. Muchos de los dispositivos con los que fue construido originalmente el VLA ya
eran completamente obsoletos a �nales del siglo pasado. Tomando esto en cuenta se propuso
modernizar toda la parte electrónica de todas las antenas del VLA así como su correlador.
El �n de dichas mejoras es tener un radiotelescopio de una sensitividad sin precedentes y con
mejor capacidad de imagen. A este nuevo instrumento se le conoce como el Karl G. Jansky
Very Large Array y por tradición se conservaron las siglas VLA. Al igual que su antecesor,
el nuevo VLA cuenta con 4 con�guraciones, nombradas con las primeras cuatro letras del
alfabeto latino. La con�guración A, es la más extendida donde la línea de base más larga es
de 36 km. La con�guración D es la más compacta con una línea de base máxima de ∼1 km.
En la actualidad todas las antenas ya tienen las mejoras en sus dispositivos elec-
trónicos. El 11 de enero del 2010 se apagó de manera de�nitiva el correlador del viejo sistema
y se inició el uso del nuevo correlador, WIDAR. Sin embargo, todos los datos tomados con el
viejo sistema aún siguen disponibles vía internet y son de acceso público. Como aún muchos
de los nuevos dispositivos están en prueba, existen dos formas de observar en estos primeros
años del nuevo VLA. El primero es el llamado modo de Observación Abierta de Riesgo Com-
partido (OSRO, por sus siglas en ingles), donde el observador sólo tiene acceso limitado a
las nuevas capacidades del VLA. El otro modo de observación es la Observación Residencial
de Riesgo Compartido (RSRO, por sus siglas en ingles), donde los astrónomos tienen acceso
a toda la capacidad de los instrumentos del nuevo VLA. A cambio de tener acceso a la
máxima capacidad del VLA, el observador necesitará hacer una residencia de un mes por
cada 20 horas de observación, con el �n de agilizar el desarrollo de software, identi�cación
de problemas con instrumentos y hacer pruebas en diferentes modos de observación. Cabe
recalcar que datos VLA manejados en esta tesis provienen de los tres diferentes modos: (1)
datos de archivo, (2) modo OSRO del 2012 y (3) modo RSRO del 2011.
2.2.2. El Very Long Base Array
El Very Long Base Array (VLBA, traducido como �Arreglo de Línea de Base Muy
Larga�) es un telescopio que usa la técnica VLBI. El sistema consiste de 10 antenas, con-
troladas remotamente desde el Array Operations Center en Socorro, New Mexico, por el
NRAO. Cada estación consiste de una antena de 25 m de diámetro y un edi�cio adjunto
CAPÍTULO 2. METODOLOGíA 20
que alberga el cuarto de control, grabadoras y equipo adicional asociado a la colección de
las señales de radio obtenidas por la antena. Las estaciones del VLBA están localizadas en:
Mauna Kea, Hawaii
Brewster, Washington
Owens Valley, California
Kitt Peak, Arizona
Pie Town, New Mexico
Los Alamos, New Mexico
Fort Davis, Texas
North Liberty, Iowa
Hancock, New Hampshire
St. Croix, United States Virgin Islands
La línea de base más larga es de 8611 kilómetros y se dá entre las estaciones de
Mauna Kea y St. Croix. Observando a una longitud de onda de 3.6 cm, la resolución del
telescopio es de 0.9 mili-segundos de arco (mas), y el error en las posiciones es de ∼ 0.05 mas.
La paralaje correspondiente a una distancia de 1 kpc5 es de 0.1 mas, por lo que podemos
estimar la paralaje usando este instrumento con una precisión de unos cuantos por cientos,
para estrellas con distancias menores a 1 kpc.
2.3. Observaciones
2.3.1. Observaciones con el VLA
Como mencionamos anteriormente hay tres diferentes tipos de datos VLA que se
manejaron en los diferentes proyectos que se presentan en esta tesis: los datos de archivo
del viejo sistema y los datos OSRO y RSRO para el nuevo. Las bandas manejadas fueron C
(4�8 GHz), X (8�12 GHz), U (12�18 GHz), K(18�26.5 GHz) y Ka (26.5�40 GHz). Las con-
�guraciones usadas fueron la B y la A que permiten tener las mejores resoluciones angulares
con el VLA.
Los modos de observación OSRO del 2012 y RSRO del 2011 tenían acceso a las
mismas capacidades del nuevo sistema del VLA y por tanto las observaciones fueron muy
51 pc= 3.08×1013 km. Esta de�nición es mejor explicada en el Capítulo 4.
CAPÍTULO 2. METODOLOGíA 21
similares. Las observaciones son divididas en dos sub�bandas con anchos de 1 GHz, cada una.
Para observaciones en la banda C, estas sub�bandas están centradas a 4.5 y 7.5 GHz. Gracias
a esta modalidad de observación, el índice espectral (que nos dice cual es la dependencia
del �ujo con respecto a la frecuencia observada por lo que nos permite constreñir el tipo
de emisión que estamos observando) puede ser conocido inmediatamente para cada fuente
dentro de los campos observados. Para las observaciones en la banda Ka las dos sub�bandas
fueron acomodadas una junto a la otra de tal forma que la frecuencia central de observación
fue 32.96 GHz.
Al principio de cada bloque observacional se observa un calibrador de �ujo, un
cuásar con �ujo alto y estable. Luego, se observa un calibrador de fase, un cuásar cercano a
las fuentes, y posteriormente se observan las fuentes de interés gastando 9 y 5 minutos para
las bandas C y Ka, respectivamente. Este ciclo se repite hasta que se completan de 1 a 2
horas. En el caso de los objetos observados en la banda C, para buscar pistas de variabilidad
en las fuentes, cada bloque se repite entre 2 o 3 épocas separadas por días o meses.
Una serie de datos fueron tomados de los archivos del VLA para su uso en diferentes
proyectos. Estos fueron programados por otros observadores y por lo tanto siguen esquemas
ligeramente diferentes a los datos tomados por nosotros.
2.3.2. Observaciones en continuo con el VLBA
Las fuentes estelares jóvenes de baja masa pueden tener magnetósferas que pueden
generar emisión no�térmica, compacta y de alto brillo. Esto las hace objetos ideales para
ser observados con interferómetros VLBI 6 y poder determinar su posición. Otros tipos
de fuentes que pueden ser usados para astrometría a regiones de formación estelar son los
máseres asociados con objetos estelares jóvenes, por ejemplo los de agua y metanol. Sin
embargo, en regiones de formación estelar de baja masa, como Tauro, no se encuentran
máseres. Por otro lado, las regiones de formación de estrellas de masas bajas e intermedias,
como O�uco y Perseo, se pueden encontrar máseres de agua, pero estos pueden ser débiles y
muy variables (en escalas de horas). Por su parte máseres más adecuados para astromertría
pueden ser encontrados en regiones de formación estelar de alta masa7, como Cefeo y Orión,
pero estos son muy escasos. Debido a esto, la mayor parte de nuestro trabajo de medición
6A diferencia del VLA que puede detectar tanto emisión térmica como no-térmica.
7En las regiones de formación estelar de alta masa también se forman estrellas de masas bajas e
intermedias.
CAPÍTULO 2. METODOLOGíA 22
de paralajetrigonométrica está basado en observar objetos estelares jóvenes en continuo.
Adicionalmente, se observó una región de colisión de vientos la cual aparece como una
fuente resuelta en observaciones VLBA. Aun no siendo una fuente compacta, con VLBI, se
pudo determinar una paralaje (éste resultado se presenta en la Sección 4.3).
Para elegir la longitud de onda de observación, tomamos en cuenta que aunque las
fuentes de emisión no�térmica son más intensas a longitudes de ondas más largas, una mejor
resolución se obtiene a longitudes de onda más cortas. A longitudes de onda más cortas que
2 cm, el vapor de agua en la atmósfera empieza a afectar la calidad de los datos observados.
Nosotros escogimos una longitud de onda de observación de λ =3.6 cm (8.42 GHz), la cual
es un buen compromiso entre resolución y disminución de los efectos atmosféricos.
Gracias a la experiencia obtenida con las observaciones multi�época realizadas
anteriormente hemos visto que muchas de las fuentes observadas son variables. En ocasiones
pueden variar hasta un orden de magnitud en su �ujo. Para hacer un ajuste simple de los
datos es necesario al menos tener 4 detecciones de cada objeto. Para asegurar este número
de detecciones se solicitaron entre ocho y doce épocas de entre cuatro y seis horas por fuente,
separadas por tres meses entre una época y otra.
Cada observación de objetos estelares jóvenes consiste de una serie de ciclos de
dos minutos de observación en la fuente y un minuto en un cuásar como calibrador de fase
principal. Para astrometría, siempre es deseable tener un calibrador con emisión fuerte y
cercano a la fuente. Además del calibrador principal, para tener una mejor referencia de
fase, se observan otros (∼ 3) cuásares, calibradores de fase secundarios. Estos se observan
cada ∼ 30 minutos durante la observación y se pasa un minuto en cada uno de ellos y
luego se reinician los ciclos de fuente�calibrador principal. Finalmente, también se observan
calibradores en todo el cielo al principio, a la mitad y al �nal de cada época. Estas deben
ser fuentes del Marco de Referencia Celestial Internacional (ICRF, por sus siglas en inglés),
que tienen emisión fuerte y posición precisa determinada. Esto es con el �n de mejorar las
correcciones en la tropósfera y de cronometraje.
Para la observación de la región de colisión de vientos compacta el procedimiento
es muy similar con excepción de que no se observan los calibradores del ICRF. Además, sólo
se observa un calibrador de fase secundario.
CAPÍTULO 2. METODOLOGíA 23
2.4. Reducción de datos
2.4.1. VLA
Los datos fueron editados y calibrados usando el software Common Astronomy
Software Applications (CASA). Para la calibración de datos se siguió el método estándar a
continuación descrito.
Para determinar las ganancias de amplitud en las antenas se necesita comparar los
valores de la densidad de �ujo observado durante nuestra observación, con los valores de
observaciones más �nas de un calibrador de amplitud, el cual es un cúasar cuyo valor de
�ujo es muy bien conocido. Idealmente, las ganancias de amplitud en las antenas deberían
ser constantes en frecuencia. Sin embargo, existen ligeras variaciones en las pasabandas de
las antenas. Entonces, la siguiente corrección es debido a este efecto. Esto se hace usando un
calibrador que tenga un alto �ujo, en nuestro caso usamos el mismo calibrador de amplitud.
Los datos de archivo del viejo sistema VLA al tener un solo canal no necesitan ser corregidos
por pasabanda.
A continuación, para determinar las ganancias complejas (su amplitud y fase) para
la fuente en la cual queremos hacer ciencia se debe determinar las ganancias relativas de
amplitud y fase para las antenas usando el calibrador de fase. Al estar cerca de la fuente
las diferencias de la atmósfera entre el calibrador de fase y la fuente principal es menor. Si
determinamos las ganancias relativas de amplitud y fase para las diferentes antenas usando
el calibrador de fase, podemos después determinar la escala de la densidad de �ujo absoluto
comparando la ganancia de amplitudes derivadas para el calibrador de amplitud con las
derivadas para el calibrador de fase. Después se aplican todas las correcciones, descritas
anteriormente, a los calibradores. Por último, se aplican las soluciones de las ganancias del
calibrador de fase a las fuentes objetivo.
2.4.2. VLBA
Los datos son editados y calibrados usando el �Astronomical Image Processing Sys-
tem� (AIPS; Greisen 2003). Para el VLBA existe un procedimiento estándar de calibración
de datos. Esta calibración fue descrita por Loinard et al. (2007) y se presenta a continuación.
Primero, se corrigen por los efectos de las posiciones de la Tierra, las cuales se
obtienen de la base de datos del observatorio Naval de los Estados Unidos. Segundo, se
CAPÍTULO 2. METODOLOGíA 24
toman en cuenta los retardos dispersivos causados por los electrones libres contenidos en
las capas altas de la atmósfera terrestre usando los estimados del contenido de electrones
libres en la ionósfera derivados de mediciones del sistema de posicionamiento global (GPS).
También se aplica una calibración a priori basada en las medidas de la temperatura del
sistema y entonces se aplican curvas estándares de ganancia. Luego se corrigen las fases
por efectos de ángulos paralácticos de las antenas y enseguida se remueven los residuos de
los retardos instrumentales causados por la electrónica del VLBA. Finalmente se remueven
los errores de fase de la frecuencia global dependiente del tiempo usando un procedimiento
de ajuste de franja sobre el calibrador de fase principal, el cual se asume como una fuente
puntual, luego se repite tomando en cuenta la estructura de la fuente.
Para efectos de mejora de imagen y, por ende, de determinación de posición se ha-
cen algunos procedimientos adicionales. Es en estas calibraciones donde se utilizan los cali-
bradores de fase secundarios y de todo el cielo. Estas calibraciones adicionales son muy útiles
para los trabajos astrométricos de medición de paralajes trigonométricas y es la calibración
que usualmente hicimos en nuestros trabajos de medición de distancias. Describiremos ahora
estas calibraciones adicionales paso a paso.
La primera parte de esta calibración corresponde a las observaciones de los cali-
bradores en todo el cielo. Estos se calibran usando el procedimiento estándar para el VLBA,
pero al �nal el ajuste de franjas se usa para obtener los retardos multibanda. Una vez
encontrados estos, se aplican a la observación de fuente-calibradores de fase.
Ahora se procede a hacer la calibración estándar sobre los datos de la observación
de la fuente. Una vez hecho esto se obtiene una primera imagen del calibrador de fase
principal y se hace una auto-calibración hasta obtener una imagen con el menor ruido posible.
Nuevamente hacemos paso de ajuste de franjas como en la calibración estándar sólo que
tomaremos como modelo la mejor imagen del calibrador principal. Esto es para eliminar la
suposición de que el calibrador de fase es puntual, que a estas resoluciones no es del todo
cierta.
Cómo última calibración, se utiliza la calibración multi�calibradores de fase, donde
se determina la ganancia en fase de los calibradores secundarios y del calibrador principal y
se hace una iteración para determinar la fase a la posición de la fuente. Estas correcciones
especiales resultan en una señal a ruido más alta que en la calibración estándar, lo cual se
re�eja en una mejor determinación de la posición.
La calibración de los datos de la region de colisión de vientos compacta es ligera-
CAPÍTULO 2. METODOLOGíA 25
mente diferente. Primero se hace la calibración estándar de los datos. De la misma manera
que los datos de objetos estelares jóvenes, se hace la autocalibración del calibrador de fase
para eliminar la supocisión de que es una fuente puntual. Posteriormente las soluciones son
aplicadas al calibrador de fase secundario y a la fuenteobjetivo. En este caso el calibrador
secundario es calibrado como si fuera nuestra fuente objetivo y posteriormente es auto-
calibrado. Las ganancias obtenidas de esta autocalibración son traspasadas directamente a
nuestra fuente objetivo.
26
CAPÍTULO 3
Estudios para determinar
movimientos propios
En el plano del cielo, visto desde la Tierra, nosotros podemos distinguir varios
movimientos de las estrellas. El efecto más notable es un movimiento re�ejo debido al
movimiento de rotación de la Tierra, el cual produce los efectos de orto y ocaso de las estre-
llas. Además, estos efectos no ocurren a la misma hora todos los días para una estrella dada
(incluyendo el Sol). Esto es debido al movimiento de traslación de la Tierra alrededor del
Sol. Este tipo de movimientos se conocen desde hace miles de años por la humanidad, pero
explicados correctamente hace sólo unos siglos. Además de estos, existen otros movimientos
de las estrellas los cuales habían pasado desapercibidos por la humanidad. Esto se debe a
que, para notarlos a simple vista, deberíamos dejar pasar miles e incluso millones de años.
Gracias al desarrollo de la ingeniería en instrumentación astronómica en la actualidad estos
cambios han podido ser observados en el lapso de una vida humana.
Idealmente, podemos imaginar al Sol y el resto de las estrellas de la Vía Láctea,
manteniendo órbitas circulares alrededor del centro de la Galaxia. Además, durante su perío-
do de traslación, las estrellas interactúan gravitacionalmente entre sí y con el resto del medio
interestelar. Por ello, la posición de una estrella respecto a las otras irá cambiando con el paso
del tiempo. En la Tierra se pueden distinguir estos cambios en el plano del cielo de tal forma
que una estrella dada parecerá alejarse de unas y acercarse a otras, sobre el mismo plano.
Este tipo de movimiento se conoce como movimiento propio. Como los períodos orbitales
de las estrellas alrededor del centro galáctico son de varios millones de años, usualmente
CAPÍTULO 3. ESTUDIOS PARA DETERMINAR MOVIMIENTOS PROPIOS 27
podemos considerar los movimientos propios lineales.
3.1. La fuente radio compacta, variable en el tiempo enW3(OH):
¾Evidencia de un disco foto�evaporado?
Las estrellas masivas recién formadas emiten grandes cantidades de fotones ultra-
violeta que tienen la energía su�ciente para ionizar el material a su alrededor y forman
regiones H II de diferentes tamaños y morfologías. Las regiones H II ultra-compactas (UCHII, por
sus siglas en ingles) son pequeños (con diámetros menores a 0.1 pc) y densos (con densidades elec-
trónicas mayores a 104 cm3) volúmenes de gas ionizado producidos por uno o más estrellas masivas.
W3(OH) es una región UCHII con morfología de cascarón que se sabe se está expandiendo a una
velocidad de ∼3-5 km s−1 (Kawamura & Masson 1998). Se localiza a una distancia de 2.04 kpc y la
luminosidad total del sistema es 7.1× 104 L�. La región esta altamente oscurecida (AV ∼75) y hay
muy poca información directa de la naturaleza de la estrella ionizante.
Kawamura & Masson (1998), basándose en la imagen residual obtenida de sustraer mapas
de diferentes épocas, reportaron una fuente compacta, variable en el tiempo (en escala de años)
y proyectada cerca del centro de W3(OH). Ellos sugirieron que esta fuente está probablemente
relacionada con la estrella central. Sin embargo, no se hizo más investigación sobre esta radio fuente.
Recientemente, obtuvimos una nueva observación de esta región en la banda Ka(32.96
GHz) Para minimizar los efectos de la emisión extendida proveniente de la región H II removimos
todas las líneas de base menores a 10 km, lo cual suprime estructuras angulares mayores a ∼ 0′′. 2.
Este corte fue escogido como un compromiso entre suprimir la emisión extendida y mantener la
calidad de la imagen en el mapa resultante. También usamos los datos tomados por Kawamura &
Masson; estos fueron descargados desde la página de datos de archivo del VLA. Usando la misma
técnica se removieron las líneas de base menores a 8 km. En todos los mapas se detectó una fuente
compacta localizada cerca del centro de la región UCHII. Los parámetros obtenidos para esta fuente
compacta en cada una de las observaciones usadas se muestran en la Tabla 3.1.
Usando las posiciones obtenidas, ver también Tabla 3.1, determinamos los movimientos
propios de esta radio fuente compacta1:
µα cos δ = −2.3± 0.6 mas yr−1
µδ = −1.1± 0.7 mas yr−1.
Contribuciones sistemáticas de 0′′. 010 y 0′′. 011 en las posiciones α y δ, respectivamente,
fueron añadidos en cuadratura a los errores posicionales obtenidos del ajuste gaussiano (comando
1No incluimos la época 1990.19 en nuestro análisis de movimientos propios porque su posición no sigue
la tendencia presentada por las las otras, con una diferencia de ∼ 0′′. 05.
CAPÍTULO 3. ESTUDIOS PARA DETERMINAR MOVIMIENTOS PROPIOS 28
Tabla 3.1: Posición, densidad de �ujo y frecuencia observada de la radio fuente compacta en
W3(OH) en las diferentes épocas.
α(J2000.0) σα δ(J2000.0) σδ Fν ν
Época 2h27m (segundos) +61◦52′ (arcosegundos) (mJy) (GHz)
1986.38 03.8709 0.0002 24.91921 0.003 09.1±0.5 14.99
1986.38 03.8707 0.0002 24.90555 0.003 15.6±1.3 22.46
1990.19 03.8770 0.0004 24.95336 0.005 03.8±0.4 14.94
1995.48 03.8707 0.0003 24.88958 0.005 02.6±0.2 14.94
2012.78 03.8670 0.0001 24.88719 0.002 14.4±1.0 32.92
1980 1985 1990 1995 2000 2005 2010 2015
EPOCH
3.866
3.867
3.868
3.869
3.870
3.871
3.872
Ri
gh
t A
sc
en
si
on
 (S
ec
on
ds
)
1980 1985 1990 1995 2000 2005 2010 2015
EPOCH
24.87
24.88
24.89
24.90
24.91
24.92
24.93
24.94
De
cl
in
at
io
n 
(A
rc
se
co
nd
s)
Figura 3.1: Posiciones de la radio fuente compact como función de la época. Las líneas sólidas
son los mejores ajuste de mínimos cuadrados a las posiciones.
IMFIT en CASA), para obtener una χ2 reducida de 1. Las posiciones como función de las épocas se
muestran en la Figura 3.1.
Pero, ¾qué nos dicen estos movimientos propios respecto a la naturaleza de esta radio
fuente? Para estimar los movimientos propios característicos de la región comparamos nuestra ob-
servación del 2012 con las observaciones hechas en la época 1996.19 para las fuentes TW A y C
(Turner & Welch 1984; Reid et al. 1995), las cuales están localizadas a 7′′ al este de W3(OH). TW-A
es una fuente extendida y no es adecuada para la determinación de movimientos propios que requiere
fuentes muy compactas. Afortunadamente, TW-C es una fuente muy compacta y los movimientos
propios determinados fueron:
CAPÍTULO 3. ESTUDIOS PARA DETERMINAR MOVIMIENTOS PROPIOS 29
µα cos δ = −2.7± 0.3 mas yr−1
µδ = −0.3± 0.3 mas yr−1.
Estos movimientos propios están en buen acuerdo con aquellos encontrados para la radio
fuente compacta y sugieren que simplemente estamos observando los movimientos propios seculares
de la región.
Para obtener los movimientos propios esperados de la rotación Galáctica usamos los mo-
delos de Brand & Blitz (1993) y la velocidad del Sol con respecto al sistema de reposo local de
Schönrich et al. (2010). Obtenemos:
µα cos δ = −0.8± 1.0 mas yr−1
µδ = −0.4± 1.0 mas yr−1,
donde el rango de error asociado es derivado suponiendo que la región observada podría tener
velocidades peculiares de hasta ±10 km s−1 (Stark & Brand 1989). Concluimos que los movimientos
propios son consistentes con aquellos esperados para una fuente en la posición de W3(OH) y que el
objeto compacto está relacionado con la región UCHII.
El artículo donde reportamos estos resultados fue publicado en la revista The Astrophysical
Journal. En él, una vez que se midieron los movimientos propios y se tiene la certeza que la fuente
está relacionada con la región UCHII, se procedió a hacer un análisis más profundo de los datos VLA.
Se con�rmó la variabilidad de la fuente en escalas de tiempo de años y para una época dada el índice
espectral obtenido es α = 1.3± 0.3 (Sν ∝ να). Este índice espectral y la temperatura de brillo de la
fuente (∼ 6500 K) sugieren que lo quemás probablemente estamos observando es radiación libre-libre
parcialmente opticamente gruesa. Una interpretación en términos de vientos estelares ionizados falla
porque las densidades de �ujo detectadas son órdenes de magnitud más grandes de lo esperado. En
este trabajo se discutieron varios escenarios y de manera tentativa propusimos que la emisión en
radio puede originarse en una atmósfera estática ionizada alrededor de un disco fósil foto-evaporado.
The Astrophysical Journal, 772:151 (6pp), 2013 August 1 doi:10.1088/0004-637X/772/2/151
C© 2013. The American Astronomical Society. All rights reserved. Printed in the U.S.A.
THE COMPACT, TIME-VARIABLE RADIO SOURCE PROJECTED INSIDE W3(OH):
EVIDENCE FOR A PHOTOEVAPORATED DISK?
Sergio A. Dzib1, Carolina B. Rodrı́guez-Garza1, Luis F. Rodrı́guez1,2, Stan E. Kurtz1,
Laurent Loinard1, Luis A. Zapata1, and Susana Lizano1
1 Centro de Radiostronomı́a y Astrofı́sica, Universidad Nacional Autónoma de Mexico, Morelia 58089, Mexico; s.dzib@crya.unam.mx
2 Astronomy Department, Faculty of Science, King Abdulaziz University, P.O. Box 80203, Jeddah 21589, Saudi Arabia
Received 2013 May 8; accepted 2013 June 6; published 2013 July 17
ABSTRACT
We present new Karl G. Jansky Very Large Array (VLA) observations of the compact (∼0.′′05), time-variable radio
source projected near the center of the ultracompact H ii region W3(OH). The analysis of our new data as well as
of VLA archival observations confirms the variability of the source on timescales of years and for a given epoch
indicates a spectral index of α = 1.3 ± 0.3 (Sν ∝ να). This spectral index and the brightness temperature of the
source (∼6500 K) suggest that we are most likely detecting partially optically thick free–free radiation. The radio
source is probably associated with the ionizing star of W3(OH), but an interpretation in terms of an ionized stellar
wind fails because the detected flux densities are orders of magnitude larger than expected. We discuss several
scenarios and tentatively propose that the radio emission could arise in a static ionized atmosphere around a fossil
photoevaporated disk.
Key words: accretion, accretion disks – H ii regions – ISM: individual objects (W3(OH)) – radio continuum: stars
Online-only material: color figures
1. INTRODUCTION
Recently formed massive stars produce large amounts of UV
photons that ionize the natal material around them, forming H ii
regions of different morphologies and sizes. Ultracompact H ii
(UCHII) regions are small (diameters no more than ∼0.1 pc)
and dense (electron densities of at least 104 cm−3) volumes of
ionized gas produced by one or several massive stars (Wood &
Churchwell 1989). W3(OH) is a limb-brightened UCHII region
with a shell morphology (Dreher & Welch 1981) that is known
to be expanding at a velocity of ∼3–5 km s−1 (Kawamura &
Masson 1998). It is located at a distance of 2.04 kpc (Hachisuka
et al. 2006) and the total luminosity of the system is 7.1×104 L�
(Hirsch et al. 2012). The region is heavily obscured (AV ∼ 75;
Feigelson & Townsley 2008) and there is little direct information
on the nature of the ionizing star.
Kawamura & Masson (1998), based on the residual image
obtained subtracting maps of different epochs, reported a
compact, time evolving (over a scale of several years) source
projected near the center of W3(OH) and suggested that it is
probably related to the central star. Remarkably, no further
research has been published since then on this interesting radio
source. Here, we report new radio observations of the W3(OH)
region made with the Karl G. Jansky Very Large Array (VLA)
of the NRAO.3 We also used VLA archive observations to
complement our study. Our results provide for the first time
a direct radio detection and a determination of the parameters of
this radio source, possibly associated with the star that ionizes
the W3(OH) region.
2. RADIO OBSERVATIONS
The observations were made in the Ka band (26.5–40 GHz)
with the VLA centered at a frequency of 32.96 GHz and with a
3 The National Radio Astronomy Observatory is operated by Associated
Universities, Inc., under cooperative agreement with the National Science
Foundation.
total bandwidth of 2 GHz. The observations were made on 2012
October 13, with the VLA in the A configuration.
At the beginning of the observations, we integrated on the
standard flux calibrator 3C 48 for ∼3 minutes. This source was
also used as the bandpass calibrator. We then spent one minute
on the phase calibrator J0244+6228 followed by five minutes
on the target; this cycle was repeated until one hour was
completed. The angular distance between the phase calibrator
and the target is 2.◦17. Referenced pointing scans at the lower
frequency of 9.0 GHz were performed before the beginning of
the observation of the flux calibrator and before the start of the
phase calibrator–target cycle. These scans are required to assure
that the absolute pointing of the antennas is accurate to 5′′ or
better.
The data were edited, calibrated, and imaged in the standard
fashion using the Common Astronomy Software Applications
package (CASA). After the initial calibration, the visibilities
were self-calibrated and imaged with a pixel size of 0.01 arcsec.
The weighting scheme used was intermediate between natural
and uniform (WEIGHTING=“briggs” with ROBUST=0.0 in
CASA). To minimize the extended emission from the H ii region,
we removed the short spacings generated by baselines below
10 km, suppressing angular structures larger than ∼0.′′2. The uv
range was chosen to provide an optimal compromise between
suppressing extended emission and maintaining signal to noise
and image quality in the resulting maps. The rms noise level
of an image processed in this manner depends on the position
considered. In the central part of the final images it was around
50 μJy beam−1, while in the immediate surroundings of the
compact source it reached about 380 μJy beam−1.
2.1. Position and Angular Size of the Compact Radio Source
A compact radio source was clearly detected at a position
of α(2000) = 02h27m03.s867, δ(2000) = 61◦52′24.′′89 (see
Figure 1). The source is projected well inside W3(OH) and
its total integrated flux density at 32.96 GHz is 14.4 ± 1.0 mJy
1
The Astrophysical Journal, 772:151 (6pp), 2013 August 1 Dzib et al.
W3(OH)
Source
Compact
Figure 1. Image of the I Stokes parameter of the compact radio source in
W3(OH), given in blue contours, as detected in our Ka-band (32.96 GHz)
observations. The contours are at −3, 3, 6, 9, and 15 times the 1σ noise level of
380 μJy beam−1. The black contours delineate the W3(OH) region as observed
at a frequency of 8.4 GHz. The contours are at 320, 1000, 1500, 1600, and
1750 times the 1σ noise level of this image (22 μJy beam−1). The half-power
contours of the 32.96 (0.′′057 × 0.′′037; P.A. = 148◦) and 8.4 GHz synthesized
beams (0.′′218 × 0.′′207; P.A. = 105◦) are shown in the bottom left corner.
(A color version of this figure is available in the online journal.)
with a peak of 6.0 ± 0.4 mJy beam−1. Its deconvolved angular
size is 0.′′05 ± 0.′′01, implying a physical size of 100 ± 20 AU
and a peak brightness temperature of TB = 6500 ± 2600 K.
This brightness temperature suggests that we are observing
optically thick photoionized gas. Assuming that the brightness
temperature equals the electron temperature of the gas and using
the usual formulation for the parameters of a homogeneous
H ii region (Schraml & Mezger 1969), we can set lower limits
to the electron density, ne � 1.9 × 106 cm−3, ionized mass,
MH ii � 9.5 × 10−6 M�, and ionizing photon rate required by
the compact source, Ni � 7.8 × 1045 s−1. This photon rate is
equivalent to that provided by a B1 or earlier zero-age main-
sequence (ZAMS) star. There is marginal evidence in the image
of a very faint, extended halo, but observations of higher signal-
to-noise ratio are needed to test its reality.
In Figure 1 we also show the extent of W3(OH) as observed at
8.4 GHz. These data were taken from the