<!DOCTYPE HTML PUBLIC "-//W3C//DTD HTML 4.01 Transitional//EN"> <html xmlns:v="urn:schemas-microsoft-com:vml" xmlns:o="urn:schemas-microsoft-com:office:office" xmlns:w="urn:schemas-microsoft-com:office:word" xmlns="http://www.w3.org/TR/REC-html40"> <head> <meta name="Title" content="AYA2004-02703: Formacin Estelar Violenta: Retroaccin entre las Poblaciones Estelares y el Gas. 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text-align: justify;"><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;; color: black;"><b>TITULO DEL PROYECTO</b></span><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;; color: black;">: <big style="color: rgb(51, 204, 0);"><i style="font-weight: bold;">Formacin Estelar Violenta: Retroaccin entre las Poblaciones Estelares y el Gas.</i></big></span></p> <p class="MsoNormal" style="margin-right: 28.3pt; text-align: justify;"><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;; color: black;">&nbsp;</span></p> <p class="MsoNormal" style="margin-right: 28.3pt; text-align: justify;"><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;; color: black;"><b>Referencia: </b></span>AYA2004-02703</p> <p class="MsoNormal" style="margin-right: 28.3pt; text-align: justify;"><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;; color: black;"><b>&nbsp;</b></span></p> <p class="MsoNormal" style="margin-right: 28.3pt; text-align: justify;"><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;; color: black;"><b>INVESTIGADOR PRINCIPAL: </b></span><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;; color: black;">Enrique Prez &nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp; (<a href="mailto:eperez@iaa.es">eperez@iaa.es</a>)</span></p> <p class="MsoNormal" style="margin-right: 28.3pt; text-align: justify;"><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;; color: black;"><b>&nbsp;</b></span></p> <p class="MsoNormal" style="margin-right: 28.3pt; text-align: justify;"><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;; color: black;"><b>CO-INVESTIGADORES: </b></span><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;; color: black;"><a href="mailto:mcs@iaa.es">Miguel Cervio</a>, <a href="mailto:rosa@iaa.es">Rosa M. Gonzlez Delgado</a>, <a href="mailto:vale@iaa.es">Valentina Luridiana</a>, <a href="mailto:montse@iaa.es">Montserrat Villar Martn</a>.</span></p> <p class="MsoNormal" style="margin-right: 28.3pt; text-align: justify;"><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;; color: black;">&nbsp;</span></p> <p class="MsoNormal" style="margin-right: 28.3pt; text-align: justify;"><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;; color: black;">&nbsp;</span></p> <table style="border-collapse: collapse;" border="0" cellpadding="0" cellspacing="0"> <tbody> <tr style="height: 19pt;"> <td style="border-style: solid; border-color: windowtext; border-width: 0.5pt 0.5pt 0.25pt; padding: 0cm 3.5pt; background: rgb(229, 229, 229) none repeat scroll 0% 50%; -moz-background-clip: initial; -moz-background-origin: initial; -moz-background-inline-policy: initial; width: 460.55pt; height: 19pt;" valign="top" width="461"> <p class="MsoNormal" style="margin-right: 28.3pt; text-align: justify;"><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;; color: black;">RESUMEN :</span></p> </td> </tr> <tr style="height: 203.6pt;"> <td style="border-style: none solid solid; border-color: -moz-use-text-color windowtext windowtext; border-width: medium 0.5pt 0.5pt; padding: 0cm 3.5pt; width: 460.55pt; height: 203.6pt;" valign="top" width="461"> <p class="MsoNormal" style="margin: 0cm 21.2pt 0.0001pt 7.1pt; text-align: justify;"><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;; color: black;">&nbsp;</span></p> <p class="MsoNormal" style="margin: 0cm 21.2pt 0.0001pt 7.1pt; text-align: justify;"><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;; color: black;">El estudio de la formacin y la evolucin de las galaxias es ahora ms que nunca posible debido a la gran variedad de observatorios espaciales y en tierra con instrumentacin de gran sensibilidad que estn entrando en operacin, permitindonos mirar hasta pocas en las que el universo era muy joven. Sin embargo, la interpretacin fidedigna de estas observaciones se basa en el conocimiento detallado de los procesos fsicos y de la evolucin de los componentes bsicos que energetizan a las galaxias: las estrellas masivas en sus entornos locales de formacin, y de cmo estas interaccionan retroactivamente (qumica, mecnica y radiativamente) con sus entornos. En este proyecto proponemos avanzar en varios aspectos especficos de cinco reas fundamentales interrelacionadas que nos ayudan a comprender e interpretar la formacin estelar violenta en galaxias, en escalas que van desde las estrellas masivas individuales hasta los brotes violentos y masivos de toda una galaxia, y desde el universo local hasta las primeras fases observables de la formacin de galaxias. Para ello desarrollaremos nuestro programa de investigacin en:</span></p> <p class="MsoNormal" style="margin: 0cm 21.2pt 0.0001pt 7.1pt; text-align: justify;"><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;; color: black;">&nbsp;</span></p> <p class="MsoNormal" style="margin: 0cm 21.2pt 0.0001pt 25.1pt; text-align: justify; text-indent: -18pt;"><span style="font-family: Times; color: black;">-</span><span style="font-size: 7pt; font-family: &quot;Times New Roman&quot;; color: black;">&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp; </span><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;; color: black;">Modelos de Sntesis Evolutiva de Poblaciones Estelares.</span></p> <p class="MsoNormal" style="margin: 0cm 21.2pt 0.0001pt 25.1pt; text-align: justify; text-indent: -18pt;"><span style="font-family: Times; color: black;">-</span><span style="font-size: 7pt; font-family: &quot;Times New Roman&quot;; color: black;">&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp; </span><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;; color: black;">Fotoionizacin en 3D: Modelos y Diagramas de Diagnstico Pixel-a-Pixel.</span></p> <p class="MsoNormal" style="margin: 0cm 21.2pt 0.0001pt 25.1pt; text-align: justify; text-indent: -18pt;"><span style="font-family: Times; color: black;">-</span><span style="font-size: 7pt; font-family: &quot;Times New Roman&quot;; color: black;">&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp; </span><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;; color: black;">Cmulos Estelares Jvenes.</span></p> <p class="MsoNormal" style="margin: 0cm 21.2pt 0.0001pt 25.1pt; text-align: justify; text-indent: -18pt;"><span style="font-family: Times; color: black;">-</span><span style="font-size: 7pt; font-family: &quot;Times New Roman&quot;; color: black;">&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp; </span><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;; color: black;">Conexin Starburst-AGN.</span></p> <p class="MsoNormal" style="margin: 0cm 21.2pt 0.0001pt 25.1pt; text-align: justify; text-indent: -18pt;"><span style="font-family: Times; color: black;">-</span><span style="font-size: 7pt; font-family: &quot;Times New Roman&quot;; color: black;">&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp; </span><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;; color: black;">Objetos Primordiales y de Metalicidad Extremadamente Baja.</span></p> <p class="MsoNormal" style="margin-right: 28.3pt; text-align: justify;">&nbsp;</p> </td> </tr> </tbody> </table> <p class="MsoNormal" style="margin: 0cm 28.3pt 0.0001pt 21.3pt; text-align: justify;"><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;; color: black;">&nbsp;</span></p> <p class="MsoNormal" style="margin: 0cm 28.3pt 0.0001pt 21.3pt; text-align: justify;"><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;; color: black;">&nbsp;</span></p> <p class="MsoNormal" style="margin-right: -7.15pt; text-align: justify; text-indent: 21.3pt;"><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;; color: black;" lang="EN-GB"><b>PROJECT TITLE: </b></span><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;; color: black;" lang="EN-GB">Violent Star Formation: Feedback between the Stellar Populations and the Gaseous Component.</span></p> <p class="MsoNormal" style="margin-right: 28.3pt; text-align: justify;"><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;; color: black;" lang="EN-GB">&nbsp;</span></p> <table style="border-collapse: collapse; width: 625px; height: 296px;" border="0" cellpadding="0" cellspacing="0"> <tbody> <tr style="height: 19pt;"> <td style="border-style: solid; border-color: windowtext; border-width: 0.5pt 0.5pt 0.25pt; padding: 0cm 3.5pt; background: rgb(229, 229, 229) none repeat scroll 0% 50%; -moz-background-clip: initial; -moz-background-origin: initial; -moz-background-inline-policy: initial; width: 460.55pt; height: 19pt;" valign="top" width="461"> <p class="MsoNormal" style="margin-right: 28.3pt; text-align: justify;"><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;; color: black;" lang="EN-GB">SUMMARY:</span></p> </td> </tr> <tr style="height: 230.4pt;"> <td style="border-style: none solid solid; border-color: -moz-use-text-color windowtext windowtext; border-width: medium 0.5pt 0.5pt; padding: 0cm 3.5pt; width: 460.55pt; height: 230.4pt;" valign="top" width="461"> <p class="MsoNormal" style="margin-right: 28.3pt; text-align: justify;"><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;; color: black;" lang="EN-GB">&nbsp;</span></p> <p class="MsoNormal" style="margin: 0cm 21.2pt 0.0001pt 7.1pt; text-align: justify;"><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;; color: black;" lang="EN-GB">Understanding of the formation and evolution of galaxies is now, more than ever, possible due to the proliferation and variety of air borne and ground based observing platforms with highly sensitive instrumentation now coming into operation, which allow us to peek into epochs when the universe was starting to teem with stars. However, a proper interpretation of these variegated data sets is not possible without a sound knowledge of the detailed physics underlying the main energizing building blocks of these galaxies: the massive stars in their craddles, and how these interact via chemical, mechanical and radiative feedback with their environment. In this project we propose to forward our knowledge of these regions of violent star formation in five interconnected programmes, that develop along two main axes: from the evolution of single massive stars to that of massive galaxy-wide dominating starbursts, and from our local universe to the first observable stages of massive star and galaxy formation. For this purpose, we shall develop our research into these topic lines:</span></p> <p class="MsoNormal" style="margin: 0cm 21.2pt 0.0001pt 7.1pt; text-align: justify;"><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;; color: black;" lang="EN-GB">&nbsp;</span></p> <p class="MsoNormal" style="margin: 0cm 21.2pt 0.0001pt 25.1pt; text-align: justify; text-indent: -18pt;"><span style="font-family: Times; color: black;" lang="EN-GB">-</span><span style="font-size: 7pt; font-family: &quot;Times New Roman&quot;; color: black;" lang="EN-GB">&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp; </span><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;; color: black;" lang="EN-GB">Evolutionary Stellar Populations Synthesis Modelling.</span></p> <p class="MsoNormal" style="margin: 0cm 21.2pt 0.0001pt 25.1pt; text-align: justify; text-indent: -18pt;"><span style="font-family: Times; color: black;" lang="EN-GB">-</span><span style="font-size: 7pt; font-family: &quot;Times New Roman&quot;; color: black;" lang="EN-GB">&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp; </span><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;; color: black;" lang="EN-GB">Photoionization in 3D: Modelling and Pixel-wise Diagnostic Diagrams.</span></p> <p class="MsoNormal" style="margin: 0cm 21.2pt 0.0001pt 25.1pt; text-align: justify; text-indent: -18pt;"><span style="font-family: Times; color: black;" lang="EN-GB">-</span><span style="font-size: 7pt; font-family: &quot;Times New Roman&quot;; color: black;" lang="EN-GB">&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp; </span><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;; color: black;" lang="EN-GB">Young Stellar Clusters.</span></p> <p class="MsoNormal" style="margin: 0cm 21.2pt 0.0001pt 25.1pt; text-align: justify; text-indent: -18pt;"><span style="font-family: Times; color: black;" lang="EN-GB">-</span><span style="font-size: 7pt; font-family: &quot;Times New Roman&quot;; color: black;" lang="EN-GB">&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp; </span><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;; color: black;" lang="EN-GB">The Starburst-AGN Connection.</span></p> <p class="MsoNormal" style="margin: 0cm 21.2pt 0.0001pt 25.1pt; text-align: justify; text-indent: -18pt;"><span style="font-family: Times; color: black;" lang="EN-GB">-</span><span style="font-size: 7pt; font-family: &quot;Times New Roman&quot;; color: black;" lang="EN-GB">&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp; </span><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;; color: black;" lang="EN-GB">Primordial and Extremely Low Metallicity Objects.</span></p> </td> </tr> </tbody> </table> <p class="MsoNormal" style="margin-right: 28.3pt; text-align: justify; text-indent: 21.3pt;"><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;; color: black;" lang="EN-GB"><b>&nbsp;</b></span></p> <span style="font-size: 12pt; font-family: &quot;Arial Narrow&quot;; color: black;"><b> </b></span> <p class="MsoNormal" style="margin-right: 14.15pt;"><span style="font-size: 12pt; font-family: &quot;Arial Narrow&quot;; color: black;"><b>INTRODUCCIN</b></span></p> <p class="MsoNormal" style="margin-right: -0.05pt; text-align: justify;"><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;; color: black;">&nbsp;</span></p> <p class="MsoNormal" style="text-align: justify;"><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;;">Se define la formacin estelar violenta como aquella en la que se forman estrellas muy masivas y luminosas de manera muy intensa en regiones compactas (1-10</span><span style="font-size: 11pt; font-family: &quot;Arial Narrow&quot;;"><sup>3</sup></span><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;;"> pc) y jvenes (10</span><span style="font-size: 11pt; font-family: &quot;Arial Narrow&quot;;"><sup>6</sup></span><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;;">-10</span><span style="font-size: 11pt; font-family: &quot;Arial Narrow&quot;;"><sup>8</sup></span><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;;"> Ma), que a veces estn obscurecidas por polvo. Esta definicin es tan amplia que comprende tanto regiones HII como galaxias en las que la luminosidad bolomtrica est proporcionada por las estrellas jvenes que se forman, como ocurre en las galaxias super-luminosas IRAS (ULIRG). Empricamente, todas las regiones de formacin estelar violenta, ms comnmente conocidas como starbursts, son reconocidas por tener un nmero importante de estrellas masivas que producen una emisin importante en los rangos espectrales ultravioleta (UV), ptico (a travs de las lneas nebulares) e infrarrojo cercano. Las estrellas masivas emiten la mayor parte de su energa en el UV y el UV-extremo (UVX). La mayora de los fotones con energa &gt;13.6 eV escapan (slo unos pocos son absorbidos por el viento de la estrella) e interaccionan con el medio interestellar producindose la fotoionizacin. El gas al enfriarse emite un espectro en lneas de emisin. Por otra parte, algunos starbursts contienen importantes cantidades de polvo, que se calienta absorbiendo parte de la radiacin UV, y se enfra va emisin en el infrarrojo lejano. Por ello, los starbursts se han reconocido fcilmente en catlogos de galaxias por su espectro nebular en el rango ptico, o su fuerte emisin UV o infrarroja. Debido a su alta luminosidad y a que son las factoras de la evolucin, el estudio de las regiones de formacin estelar violenta permite trazar la historia evolutiva del universo, ya que son visibles hasta cuando el universo tena tan slo una pequea fraccin de su edad actual.</span></p> <p class="symbol">&nbsp;</p> <p class="symbol">La interaccin entre la formacin estelar violenta y los medios circumestelar, interestelar e intergalctico se efecta va procesos no lineales donde la retroaccin (feedback) qumica, mecnica y radiativa representa los complejos mecanismos evolutivos de esta interaccin. Con vistas a potenciar un avance sinrgico en el conocimiento de estos sistemas, estamos organizando una red euro-iberoamericana sobre Violent Star Formation (ViStaFor), formada por astrnomos de ms de quince instituciones en nueve pases (dae.iaa.csic.es/Pgos3). De los quince nodos de la red, tres son espaoles, y los componentes de nuestro proyecto (todos participantes en la red) tienen una gran visibilidad en ViStaFor, ya que E. Prez forma parte del equipo gestor (tres personas), mientras que dos de los objetivos cientficos prioritarios de ViStaFor estn liderados por M. Cervio y R. Gonzlez Delgado. Estos dos objetivos forman parte de los cinco subprogramas interrelacionados en los que el proyecto que aqu presentamos est estructurado: </p> <p class="symbol">&nbsp;</p> <p class="MsoNormal" style="margin: 0cm -0.05pt 0.0001pt 63.1pt; text-align: justify; text-indent: -36pt;"><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;; color: black;">(1)</span><span style="font-size: 7pt; font-family: &quot;Times New Roman&quot;; color: black;">&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp; </span><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;; color: black;">Modelos de Sntesis Evolutiva de Poblaciones Estelares; </span></p> <p class="MsoNormal" style="margin: 0cm -0.05pt 0.0001pt 63.1pt; text-align: justify; text-indent: -36pt;"><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;; color: black;">(2)</span><span style="font-size: 7pt; font-family: &quot;Times New Roman&quot;; color: black;">&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp; </span><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;; color: black;">Fotoionizacin en 3D: Modelos y Diagramas de Diagnstico Pixel-a-Pixel; </span></p> <p class="MsoNormal" style="margin: 0cm -0.05pt 0.0001pt 63.1pt; text-align: justify; text-indent: -36pt;"><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;; color: black;">(3)</span><span style="font-size: 7pt; font-family: &quot;Times New Roman&quot;; color: black;">&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp; </span><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;; color: black;">Cmulos Estelares Jvenes;</span></p> <p class="MsoNormal" style="margin: 0cm -0.05pt 0.0001pt 63.1pt; text-align: justify; text-indent: -36pt;"><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;; color: black;">(4)</span><span style="font-size: 7pt; font-family: &quot;Times New Roman&quot;; color: black;">&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp; </span><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;; color: black;">Conexin Starburst-AGN; </span></p> <p class="MsoNormal" style="margin: 0cm -0.05pt 0.0001pt 63.1pt; text-align: justify; text-indent: -36pt;"><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;; color: black;">(5)</span><span style="font-size: 7pt; font-family: &quot;Times New Roman&quot;; color: black;">&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp; </span><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;; color: black;">Objetos Primordiales y de Metalicidad Extremadamente Baja.</span></p> <p class="MsoNormal" style="margin-right: -0.05pt; text-align: justify;"><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;; color: black;">&nbsp;</span></p> <p class="MsoPlainText" style="text-align: justify;"><span style="font-size: 10pt; font-family: &quot;Arial Narrow&quot;;"><b>&nbsp;<o:p></o:p></b></span></p> <p class="MsoPlainText" style="text-align: justify;"><!--[if !supportEmptyParas]-->&nbsp;<!--[endif]--><o:p></o:p></p> <p class="MsoPlainText" style="text-align: justify;"><span style="font-size: 10pt; font-family: &quot;Arial Narrow&quot;; color: rgb(153, 153, 153);"><b>Programa 1:</b></span><span style="font-size: 10pt; font-family: &quot;Arial Narrow&quot;;"><b> Modelos de Sntesis Evolutiva de Poblaciones Estelares</b></span><span style="font-size: 10pt; font-family: &quot;Arial Narrow&quot;;">&nbsp;&nbsp;</span></p> <p class="MsoPlainText" style="text-align: justify;"><span style="font-size: 10pt; font-family: &quot;Arial Narrow&quot;;">&nbsp;</span></p> <p class="MsoPlainText" style="text-align: justify;"><span style="font-size: 10pt; font-family: &quot;Arial Narrow&quot;;">Las propiedades fsicas de poblaciones estelares se determinan mediante el uso de herramientas que son capaces de conectar las propiedades integradas del conjunto de las estrellas con las propiedades de estrellas individuales. Una de las herramientas ms utilizadas es la sntesis evolutiva. Esta tcnica predice las propiedades de una poblacin estelar tomando como parmetros libres la historia de formacin estelar de la poblacin que queda parametrizada con la edad, la funcin inicial de masas (IMF), la metalicidad y la masa o la tasa de formacin estelar. Los ingredientes bsicos son: (i) las trazas evolutivas de las estrellas; (ii) las libreras espectrales, que pueden ser empricas o tericas (modelos de atmsferas). Esta tcnica, propuesta inicialmente por Tinsley (1968), es muy potente, pero depende fuertemente de la veracidad de los modelos evolutivos de las estrellas y de las libreras estelares que se utilizan como ingredientes de partida. Por desgracia, el estado presente de los modelos de sntesis no est acorde con los avances actuales tanto tcnicos, a nivel observacional, como tericos, a nivel de astrofsica estelar:</span></p> <p class="MsoPlainText" style="text-align: justify;"><span style="font-size: 10pt; font-family: &quot;Arial Narrow&quot;;">&nbsp;</span></p> <p class="MsoPlainText" style="text-align: justify;"><span style="font-size: 10pt; font-family: &quot;Arial Narrow&quot;;">(a) La actual red de observatorios permite cubrir casi todos los rangos de energa en el espectro electromagntico, habiendo incrementado enormemente (aunque no de forma homognea en todos los rangos de energa) la resolucin espacial y espectral. As, se da una situacin donde el mismo objeto puede contar con datos integrados y resueltos espacialmente (siendo posible el conteo de estrellas individuales). Adems, las caractersticas tcnicas de la instrumentacin actual imponen y/o permiten el uso de diferentes modos de observacin, y por lo tanto, la interpretacin de los datos ha de hacerse acorde con dicho tipo de modos.</span></p> <p class="MsoPlainText" style="text-align: justify;"><span style="font-size: 10pt; font-family: &quot;Arial Narrow&quot;;">&nbsp;</span></p> <p class="MsoPlainText" style="text-align: justify;"><span style="font-size: 10pt; font-family: &quot;Arial Narrow&quot;;">Estos avances imponen diversos retos a los modelos actuales de sntesis de poblaciones: (i) La necesidad de ser capaces de analizar tanto las propiedades integradas (como tradicionalmente han hecho) como los diagramas color-magnitud de estrellas individuales. (ii) La necesidad de versatilidad a nivel de resultados; esto es, obtener resultados acordes y compatibles con los modos de observacin, tanto a nivel de resolucin espectral como al nivel del sistema de filtros empleado en las observaciones (por ejemplo, los resultados obtenidos con los filtros del HST se deben interpretar y modelar de forma distinta a los datos en el sistema de Johnson, etc). (iii) La necesidad de un tratamiento auto-consistente de todos los rangos de energa, lo que implica, en particular, el anlisis de la energa mecnica depositada en el medio interestelar (que determina el calentamiento y la estructura del medio) y de la evolucin qumica del sistema (que determina el enfriamiento y la emisin en rayos X).</span></p> <p class="MsoPlainText" style="text-align: justify;"><span style="font-size: 10pt; font-family: &quot;Arial Narrow&quot;;">&nbsp;</span></p> <p class="MsoPlainText" style="text-align: justify;"><span style="font-size: 10pt; font-family: &quot;Arial Narrow&quot;;">(b) Los avances en astrofsica estelar han permitido estimar la evolucin de estrellas individuales a diferentes metalicidades (trazas evolutivas) y caracterizar sus distribuciones espectrales de energa (libreras/modelos de atmsferas). Sin embargo, aunque los resultados de diferentes grupos tiendan a converger a nivel de trazas y libreras, su diferente integracin en los modelos de sntesis produce resultados diversos, por lo cual, los modelos dependen de forma implcita de las hiptesis de partida.</span></p> <p class="MsoPlainText" style="text-align: justify;"><span style="font-size: 10pt; font-family: &quot;Arial Narrow&quot;;">&nbsp;</span></p> <p class="MsoPlainText" style="text-align: justify;"><span style="font-size: 10pt; font-family: &quot;Arial Narrow&quot;;">Dicha situacin impone el reto adicional de que los modelos de sntesis sean lo mas verstiles posibles a nivel de hiptesis iniciales, no solo trazas o modelos de atmsferas, sino tambin tasa de nacimiento de estrellas (i.e. historia de formacin estelar convolucionada con la distribucin inicial de masas), etc.</span></p> <p class="MsoPlainText" style="text-align: justify;"><span style="font-size: 10pt; font-family: &quot;Arial Narrow&quot;;">&nbsp;</span></p> <p class="MsoPlainText" style="text-align: justify;"><span style="font-size: 10pt; font-family: &quot;Arial Narrow&quot;;">(c) Finalmente, a nivel global, dado que el nmero de estrellas en cualquier sistema del Universo es finito y discreto (en vez de infinito y continuo, tal y como se asume tradicionalmente), resulta fundamental introducir en los resultados un anlisis estadstico que tenga en cuenta estos efectos (esto es, la escala espacial de las observaciones que se van a analizar y del sistema donde se encuentra el objeto observado). Dicho anlisis permitir el cmputo y estudio estadstico de las funciones de luminosidad de cmulos estelares individuales, de cmulos estelares en galaxias, y de las dispersiones estadsticas en la evolucin qumica.</span></p> <p class="MsoPlainText" style="text-align: justify;"><span style="font-size: 10pt; font-family: &quot;Arial Narrow&quot;;">&nbsp;</span></p> <p class="MsoPlainText" style="text-align: justify;"><span style="font-size: 10pt; font-family: &quot;Arial Narrow&quot;;">Todo lo anterior, invoca a la necesidad de considerar dentro del proyecto el desarrollo de este tipo de herramientas como un objetivo cientfico en s, aparte de su aplicacin en los otros objetivos del proyecto.</span></p> <p class="MsoNormal" style="margin-right: -0.05pt; text-align: justify;"><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;; color: black;">&nbsp;</span></p> <p class="MsoNormal" style="margin-right: -0.05pt; text-align: justify;"><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;; color: black;">&nbsp;</span></p> <p class="MsoPlainText" style="text-align: justify;"><span style="font-size: 10pt; font-family: &quot;Arial Narrow&quot;; color: rgb(153, 153, 153);"><b>Programa 2: </b></span><span style="font-size: 10pt; font-family: &quot;Arial Narrow&quot;;"><b>Fotoionizacin en 3D: Modelos y Diagramas de Diagnstico Pixel-a-Pixel.<o:p></o:p></b></span></p> <p class="MsoPlainText" style="text-align: justify;"><span style="font-size: 10pt; font-family: &quot;Arial Narrow&quot;;"><b>&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;</b></span></p> <p class="MsoPlainText" style="text-align: justify;"><span style="font-size: 10pt; font-family: &quot;Arial Narrow&quot;;">Las regiones fotoionizadas aportan claves fundamentales para la comprensin de una amplia variedad de escenarios astrofsicos. Son un laboratorio natural para el estudio de los mtodos de diagnstico de plasmas y de la interaccin entre fenmenos dinmicos y fenmenos radiativos; su composicin qumica es necesaria para entender su estructura y evolucin; proporcionan restricciones importantes a los modelos evolutivos en escalas muy diversas, desde estructuras estelares, hasta galcticas, supergalcticas, y cosmolgicas; nos permiten determinar empricamente la abundancia primordial del helio, y como tales son los bloques bsicos en la construccin emprica del edificio del Big-Bang.</span></p> <p class="MsoPlainText" style="text-align: justify;"><span style="font-size: 10pt; font-family: &quot;Arial Narrow&quot;;">&nbsp;</span></p> <p class="MsoPlainText" style="text-align: justify;"><span style="font-size: 10pt; font-family: &quot;Arial Narrow&quot;;">El obstculo principal en la interpretacin de las regiones fotoionizadas es que la mayora de la informacin relevante est oculta o es ambigua por la misma naturaleza del problema: el espectro observado es la proyeccin bidimensional de la convolucin de las propiedades del cmulo estelar ionizante con las propiedades y estructura fsica y qumica del gas. Los investigadores deben determinar la estructura tridimensional (estratificacin en densidad y temperatura, estructura de ionizacin, campo de velocidad, etc.) que produce, en proyeccin, las caractersticas observadas. Para realizar esta deproyeccin, tradicionalmente se han seguido dos caminos distintos: el desarrollo de mtodos empricos de diagnstico, y el clculo de modelos numricos de fotoionizacin. Algunos ejemplos de mtodos empricos son el mtodo de las lneas fuertes para determinar la metalicidad, el parmetro de suavidad de la radiacin para caracterizar el campo de ionizacin, y las mltiples recetas de factores de correccin de ionizacin para estimar la contribucin de los iones no observados a las abundancias totales. Estos mtodos permiten estimar, a partir de propiedades observadas, propiedades integradas no observables o no observadas. Por otro lado, el clculo de modelos de fotoionizacin consiste en la resolucin de la ecuacin del transporte radiativo para una nube con geometra y abundancias qumicas dadas; el ajuste con los datos se obtiene tpicamente mediante un proceso iterativo, que consiste en comparar la salida del programa con el espectro observado, y formular una nueva estimacin de los parmetros de ingreso, hasta llegar a una solucin satisfactoria.</span></p> <p class="MsoPlainText" style="text-align: justify;"><span style="font-size: 10pt; font-family: &quot;Arial Narrow&quot;;">&nbsp;</span></p> <p class="MsoPlainText" style="text-align: justify;"><span style="font-size: 10pt; font-family: &quot;Arial Narrow&quot;;">Los dos caminos se complementan y se sostienen mutuamente, ya que las recetas empricas sirven para dar una primera estimacin de los parmetros de ingreso del modelo numrico, y los modelos de fotoionizacin se usan para calibrar y verificar las recetas empricas. El uso combinado de estas dos herramientas ha permitido la exploracin detallada de la estructura de las regiones fotoionizadas y de la distribucin de las abundancias qumicas en el Universo. Sin embargo, hay razones para pensar que su rango de utilidad se est agotando. Hay dos consideraciones detrs de esta afirmacin. En primer lugar, los telescopios de nueva generacin estn mejorando dramticamente la calidad de los datos, tanto en lo que concierne a su lmite de sensibilidad como en resolucin espacial; por consiguiente, es cada vez ms difcil creer que las regiones HII son pelotas redondas, homogneas y bien comportadas (Prez et al. 2001; Luridiana &amp; Peimbert 2001). En segundo lugar, campos como la cosmologa observacional o la evolucin galctica estn pidiendo cada vez ms precisin en los ingredientes bsicos que utilizan para poder seguir desarrollndose, y a la luz de estos nuevos estndares las hiptesis subyacentes en las herramientas de diagnstico clsicas se vuelven simplificaciones burdas. En particular, ambos tipos de herramientas suponen que la regin posee un alto grado de simetra y de homogeneidad; de hecho, la mayora de los cdigos de fotoionizacin usados en la actualidad (p.ej., Cloudy, PHOTO, Mappings) son cdigos 1D, es decir cdigos que resuelven la ecuacin de transporte en una dimensin, y extrapolan la solucin a una distribucin de gas esfrica o plano-paralela. Evidentemente, en esta extrapolacin no hay ninguna garanta de que las propiedades salientes de la regin se conserven. Por otro lado, hay mltiples indicaciones de que la estructura de las regiones HII es notablemente ms compleja de lo supuesto por los modelos 1D: por ejemplo, la distribucin espacial de gas se asemeja ms a una distribucin fractal que a una distribucin continua, y el volumen ocupado por el gas ocupa en general una regin muy irregular y con poco parecido a formas geomtricas sencillas. Adems, el tratamiento unidimensional impide calcular la contribucin de la radiacin difusa al campo total, y su efecto global sobre las propiedades de la regin. </span></p> <p class="MsoPlainText" style="text-align: justify;"><span style="font-size: 10pt; font-family: &quot;Arial Narrow&quot;;">&nbsp;</span></p> <p class="MsoPlainText" style="text-align: justify;"><span style="font-size: 10pt; font-family: &quot;Arial Narrow&quot;;">En este programa vamos a explorar la importancia que tiene la consideracin de la tri-dimensionalidad en la obtencin emprica de las propiedades fsicas y qumicas derivadas, en particular cuando se comparan con la modelizacin mono-dimensional. Efectivamente, la estructura de ionizacin 3D compleja va a afectar a los cocientes de lneas y su uso emprico en la determinacin de la excitacin, temperatura y densidad electrnicas y abundancias derivadas. Como una aplicacin adicional, estudiaremos el escape de la radiacin ionizante a travs de una nube fractal 3D; este nos servir como estimador numrico a comparar con el rango de los valores discrepantes que se estn publicando en los ltimos aos, que van desde unos pocos porciento hasta ms del 90% de la radiacin ionizante que escapa de manera sistemtica de las regiones HII (e.g., Fernndez-Soto et al 2003).</span></p> <p class="MsoPlainText" style="text-align: justify;"><span style="font-size: 10pt; font-family: &quot;Arial Narrow&quot;;"><b>&nbsp;</b></span></p> <p class="MsoPlainText" style="text-align: justify;"><span style="font-size: 10pt; font-family: &quot;Arial Narrow&quot;;"><b>&nbsp;</b></span></p> <p class="MsoNormal" style="text-align: justify;"><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;; color: rgb(153, 153, 153);"><b>Programa 3:</b></span><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;;"><b> Cmulos Estelares Jvenes. </b></span></p> <p class="MsoNormal" style="text-align: justify;"><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;;"><b>&nbsp;</b></span></p> <p class="MsoNormal" style="text-align: justify;"><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;;">Es bien conocido que la mayor parte de las estrellas se forman en cmulos, y la mayora de los cmulos en la vecindad solar se han formado como el resultado directo y secuencial de una perturbacin por otros cmulos (Elmegreen 2002). Clsicamente, los cmulos estelares en nuestra galaxia se han clasificado en globulares (10<sup>4 </sup>&lt;M/M</span><span style="font-size: 9pt; font-family: &quot;Wingdings 2&quot;;"></span><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;;">&lt;10<sup>6.6</sup>) y abiertos (10<sup>3</sup>&lt;M/M</span><span style="font-size: 9pt; font-family: &quot;Wingdings 2&quot;;"></span><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;;">&lt;10<sup>5</sup>). Esta clasificacin es sinnimo de cmulos masivos y viejos, frente a poco masivos y jvenes (&lt;200 Ma). Sin embargo, esta clasificacin no es aplicable a otras galaxias. Por ejemplo, la LMC posee muchos cmulos jvenes que son masivos. Por otra parte, imgenes de galaxias cercanas tomadas con el HST (p.e. NGC 1569, NGC 1705, la Antena, etc) han revelado la existencia de cmulos jvenes, muy compactos (radio 1-2 pc), que se denominan super-cmulos estelares (SSC) cuando son masivos (M&gt;10<sup>5</sup> M</span><span style="font-family: &quot;Wingdings 2&quot;;"></span><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;;">). Sin embargo, tambin se han detectado cmulos extendidos, similares a las asociaciones OB que se observan en algunas regiones HII (Gonzlez Delgado &amp; Prez 2000). Por tanto, podemos afirmar que los cmulos jvenes en otras galaxias son al menos de dos tipos: compactos y extendidos. </span></p> <p class="MsoNormal" style="text-align: justify;"><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;;">&nbsp;</span></p> <p class="MsoNormal" style="text-align: justify;"><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;;">En el caso de galaxias cuya luz est completamente dominada por procesos de formacin estelar violenta, se cree que las estrellas jvenes podran formarse en SSC, siendo stos las componentes esenciales de la formacin estelar. Sin embargo, imgenes tomadas con el HST muestran que solo el 20% del flujo UV emitido por estas galaxias es proporcionado por los SSC (Meurer et al 1995), mientras que el 80% restante proviene de una poblacin estelar ms extendida. Por tanto, podemos concluir que en las regiones de formacin estelar violenta pueden convivir dos modos de formacin estelar: los cmulos jvenes compactos masivos y los extendidos. Este resultado ha sido ms recientemente confirmado por Maz-Apellniz (2002). </span></p> <p class="MsoNormal" style="text-align: justify;"><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;;">&nbsp;</span></p> <p class="MsoNormal" style="text-align: justify;"><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;;">La fuente de energa de las galaxias starbursts son las estrellas masivas. Se caracterizan por tener luminosidades en H</span><span style="font-family: Symbol;">a</span><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;;"> que varan entre 10<sup>40</sup> y 10<sup>42</sup> erg/s, y tamaos nebulares entre algunos 100 y algunos 1000 pc. Por tanto, necesitan una gran poblacin de estrellas O y B con la suficiente luminosidad ionizante (10<sup>52</sup> y 10<sup>54</sup> fotones s<sup>-1</sup>). En muchos aspectos, se puede considerar a los starbursts como una versin a mayor escala de las regiones HII, o a stas como mini-starbursts. La mayora de los starbursts se encuentran muy alejados, y la caracterizacin de su poblacin estelar suele hacerse a travs del anlisis de la luz integrada en el rango UV, ptico y/o NIR. Parmetros como edad, masa, luminosidad, metalicidad, y funcin inicial de masa (IMF), se determinan realizando un anlisis coherente de la poblacin estelar dominante en el UV, las lneas nebulares y el continuo UV-ptico-NIR mediante el uso de modelos de sntesis evolutiva junto con modelos de fotoionizacin (Gonzlez Delgado et al 1999, 2002; Luridiana et al. 1999; Gonzlez Delgado &amp; Prez 2000). Sin embargo, este tipo de anlisis tiene una importante limitacin: se considera que toda la masa estelar est agrupada en un nico cmulo que se form siguiendo una IMF bien poblada. Sin embargo, si el starburst est formado por varios cmulos jvenes ms una poblacin extendida, las propiedades de las diversas componentes pueden diferir entre si ya que los cmulos y la poblacin extendida no tendran por qu ser coetneos ni la IMF universal.</span></p> <p class="MsoNormal" style="text-align: justify;"><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;;">&nbsp;</span></p> <p class="MsoNormal" style="text-align: justify;"><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;;">Por otra parte, si algunas de las componentes de los starbursts son poco masivas (M&lt;10<sup>5</sup> M</span><span style="font-family: &quot;Wingdings 2&quot;;"></span><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;;">), el muestreo estadstico aleatorio de la IMF podra jugar un papel importante en la determinacin de las caractersticas emergentes de cada una de las componentes, y en la suma de todas las componentes que determinan las propiedades globales del starburst.</span></p> <p class="MsoNormal" style="text-align: justify;"><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;;">&nbsp;</span></p> <p class="MsoPlainText" style="text-align: justify;"><span style="font-size: 10pt; font-family: &quot;Arial Narrow&quot;;">Determinar el contenido estelar de las regiones de formacin estelar violenta y las propiedades de las diversas componentes (SSC, cmulos extendidos o asociaciones OB) es el objetivo de este programa; as como evaluar la naturaleza estadstica de la IMF en las regiones con formacin estelar violenta, y sus efectos en las propiedades emergentes.</span></p> <p class="MsoPlainText" style="text-align: justify;"><span style="font-size: 10pt; font-family: &quot;Arial Narrow&quot;;"><b>&nbsp;</b></span></p> <p class="MsoPlainText" style="text-align: justify;"><span style="font-size: 10pt; font-family: &quot;Arial Narrow&quot;;"><b>&nbsp;</b></span></p> <p class="MsoPlainText" style="text-align: justify;"><span style="font-size: 10pt; font-family: &quot;Arial Narrow&quot;; color: rgb(153, 153, 153);"><b>Programa 4:</b></span><span style="font-size: 10pt; font-family: &quot;Arial Narrow&quot;;"><b> Conexin Starburst-AGN. </b></span></p> <p class="MsoPlainText" style="text-align: center;" align="center"><span style="font-size: 10pt; font-family: &quot;Arial Narrow&quot;;">&nbsp;</span></p> <p class="MsoNormal" style="text-align: justify;"><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;;">Est ampliamente aceptado que los ncleos activos de galaxias (AGN) poseen un agujero negro central muy masivo (BH) en cuyo disco de acrecimiento se produce gran parte de la energa emitida por estos ncleos. Sin embargo, los starbursts juegan un papel importante en la energtica de estos ncleos (Gonzlez Delgado 2002; Veilleux 2001). Hoy en da, en gran medida gracias al poder resolutivo del Telescopio Espacial (HST), tambin se conoce la existencia de muchas galaxias en las cuales conviven los dos fenmenos, y ambos contribuyen en la misma fraccin a la energa emitida por el ncleo. Buenos ejemplos se encuentran en las galaxias Seyferts (Heckman et al 1997; Gonzlez Delgado et al 1998), y ultraluminosas IRAS (ULIRG). </span></p> <p class="MsoNormal" style="text-align: justify;"><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;;">&nbsp;</span></p> <p class="MsoNormal" style="text-align: justify;"><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;;">Ms recientemente, investigaciones centradas en la formacin de las galaxias tambin han sugerido una conexin entre los procesos de formacin estelar masiva del bulbo y los agujeros negros. As, la presencia ubicua de estos en los ncleos de las galaxias de nuestro entorno local, y la proporcionalidad entre la masa de ste y la masa de la componente esferoidal (Ferrarese &amp; Merrit 2000) sugiere que la creacin del agujero negro es una parte integral de la formacin de las elpticas y los bulbos de las espirales (Granato et al 2001). Por tanto, cabe esperar que coexistan brotes de formacin estelar violenta junto a AGN, y de hecho que en el pasado coexistieran incluso con ms frecuencia y de mayor intensidad de la que hoy observamos.</span></p> <p class="MsoNormal" style="text-align: justify;"><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;;">&nbsp;</span></p> <p class="MsoNormal" style="text-align: justify;"><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;;">El papel de los starbursts en AGN ha sido ampliamente tratado desde el punto de vista terico. Puede existir una conexin indirecta entre los dos fenmenos, ya que ambos se alimentan de gas llevado hacia la zona central y as pueden ser alimentados por el mismo suceso (por ejemplo, una interaccin entre galaxias). Algunos modelos de conexin ms directa propuestos en la literatura son la evolucin de un starburst como el origen de la actividad nuclear (Terlevich et al 1992), y la interaccin del AGN con el medio interestelar como mecanismo disparador de la formacin estelar (van Breugel &amp; Dey 1993).</span></p> <p class="MsoNormal" style="text-align: justify;"><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;;">&nbsp;</span></p> <p class="MsoNormal" style="text-align: justify;"><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;;">Sin embargo, desde el punto de vista observacional an quedan muchas preguntas por contestar: (i) Cul es la frecuencia de starbursts en las galaxias con diferentes tipos de actividad, desde AGN de baja luminosidad hasta cusares (QSO)? (ii) Cul es la conexin entre interaccin de galaxias, starbursts y AGN? En qu orden se producen los sucesos? (iii) Son las galaxias ULIRG un estado evolutivo previo a la fase QSO? (iv) Existe una relacin entre las propiedades de los starbursts (masa, edad) y las de los agujeros negros (masa, ritmo de acrecimiento)? (v) Evoluciona el agujero negro en paralelo a los starbursts?</span></p> <p class="MsoNormal" style="text-align: justify;"><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;;">&nbsp;</span></p> <p class="MsoNormal" style="text-align: justify;"><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;;">Investigar la relacin entre procesos de formacin estelar violenta y la actividad nuclear en galaxias es crucial para comprender la formacin de las galaxias y de los agujeros negros. Nuestra meta final es entender el origen de los sucesos que conducen a la formacin de los QSO, y a situar las galaxias con actividad nuclear en el contexto de la formacin y evolucin de las galaxias.</span></p> <p class="MsoNormal" style="margin-right: -0.05pt; text-align: justify;"><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;; color: black;">&nbsp;</span></p> <p class="MsoNormal" style="margin-right: -0.05pt; text-align: justify;"><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;; color: black;">&nbsp;</span></p> <p class="MsoNormal" style="margin-right: -0.05pt; text-align: justify;"><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;; color: rgb(153, 153, 153);"><b>Programa 5:</b></span><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;;"><b> Objetos Primordiales y de Metalicidad Extremadamente Baja.</b></span><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;;"> </span></p> <p class="MsoNormal" style="margin-right: -0.05pt; text-align: justify;"><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;;"><b>&nbsp;</b></span></p> <p class="MsoBodyTextIndent" style="margin: 0cm -0.05pt 0.0001pt 0cm; text-align: justify; text-indent: 0cm;"><span style="" lang="ES">Uno de lo objetivos fundamentales en Astrofsica ha sido siempre detectar los objetos ms lejanos, ya que estos nos dan acceso a pocas tempranas en la evolucin del universo, cuando aparecieron las primeras estrellas y las galaxias comenzaron a ensamblarse. Durante varias dcadas se ha especulado mucho sobre las propiedades esperadas para las estrellas primordiales, es decir, las primeras que se formaron a partir de nubes primordiales. Puesto que, tras el Big Bang, las estrellas son el nico lugar donde se sintetizan metales, sabemos que las primeras estaban formadas nicamente por los elementos generados en la nucleosntesis primordial. </span></p> <p class="MsoBodyTextIndent" style="margin: 0cm -0.05pt 0.0001pt 0cm; text-align: justify; text-indent: 0cm;"><span style="" lang="ES">&nbsp;</span></p> <p class="MsoBodyTextIndent" style="margin-left: 0cm; text-align: justify; text-indent: 0cm;"><span style="" lang="ES">Aunque se sabe que estos objetos existieron, hasta la fecha no existe evidencia observacional confirmada de su deteccin. Sin embargo, las facilidades tecnolgicas con las que contamos hoy en da nos han permitido alcanzar distancias en el Universo que nos transportan a la poca de su infancia, el tiempo en el que esperamos que la formacin de las primeras estrellas tuvo lugar. No sera sorprendente que cualquier da recibiramos noticia de la deteccin confirmada de una (proto)galaxia primordial. De hecho, algunos autores (e.g. Malhotra &amp; Rhoads 2002; Fosbury, Villar-Martn et al. 2003) han sugerido que las galaxias muy lejanas con fuertes lneas de emisin descubiertas durante la ltima dcada podran ser galaxias primordiales, o al menos muy poco evolucionadas qumicamente. Es importante tener un buen entendimiento de las propiedades observacionales esperadas para este tipo de objetos con el fin de (i) poder identificarlos sin ambigedad, (ii) definir una estrategia inteligente de bsqueda, (iii) contar con las herramientas y la fsica adecuadas para la intepretacin de las observaciones. Estos son los objetivos fundamentales del programa 5.</span></p> <p class="MsoNormal" style="margin-right: -0.05pt; text-align: justify;"><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;;"><b>&nbsp;</b></span></p> <p class="MsoBodyTextIndent" style="margin: 0cm -0.05pt 0.0001pt 0cm; text-align: justify; text-indent: 0cm;"><span style="" lang="ES">Ya existen algunos estudios tericos sobre las propiedades espectroscpicas de las estrellas primordiales (Z=0) y las nebulosas por ellas ionizadas (e.g. Schaerer 2002; Tumlison &amp; Shull 2000). Estos modelos han asumido hasta ahora estrellas de gran masa (</span><span style="font-family: Symbol;" lang="ES"></span><span style="" lang="ES">100 M</span><span style="font-size: 9pt; font-family: &quot;Wingdings 2&quot;;" lang="ES"></span><span style="" lang="ES">) y temperaturas efectivas extremadamente elevadas (&gt;80 000 K). Cabe esperar por tanto, y as lo confirman los modelos, que los espectros de estos objetos en su fase ms joven presentarn un continuo dbil en el rango UV lejano/ptico. Adems, mostrarn lneas de emisin nebulares muy intensas, no slo de hidrgeno, sino tambin de He</span><span style="font-size: 11pt;" lang="ES"><sup>++</sup></span><span style="" lang="ES">, especie inica poco comn en galaxias de metalicidad ms elevada (ver figura en la Seccin 4 Metodologa). </span></p> <p class="MsoBodyTextIndent" style="margin: 0cm -0.05pt 0.0001pt 0cm; text-align: justify; text-indent: 0cm;"><span style="" lang="ES">&nbsp;</span></p> <p class="MsoBodyTextIndent" style="margin: 0cm -0.05pt 0.0001pt 0cm; text-align: justify; text-indent: 0cm;"><span style="" lang="ES">Sin embargo, son numerosos los autores que cuestionan la validez de estos modelos pues estrellas tan masivas son enormemente inestables y de vida muy corta. En contra de la opinin ms usualmente aceptada, modelos hidrodinmicos recientes proponen que la fraccin de estrellas de baja masa que se formaran a partir de una nebulosa primordial es importante (Nakamura &amp; Umemura 2000; Abel et al. 2002). Puesto que el espectro nebular es consecuencia directa de las propiedades de las estrellas que excitan el gas, cabe esperar que estrellas menos masivas (y, por tanto, ms fras) den lugar a espectros diferentes. Es necesario investigar cmo las propiedades espectrales de objetos primordiales varan dependiendo de la IMF considerada y su evolucin en el tiempo teniendo en cuenta la existencia de estrellas primordiales de baja masa. </span></p> <p class="MsoBodyTextIndent" style="margin: 0cm -0.05pt 0.0001pt 0cm; text-align: justify; text-indent: 0cm;"><span style="" lang="ES">&nbsp;</span></p> <p class="MsoNormal" style="margin-right: -0.05pt; text-align: justify;"><span style="font-family: &quot;Arial Narrow&quot;;"><i>Galaxias de metalicidad extremadamente baja (Z &lt;&lt; 1/50 Z<sub>sol</sub>)</i></span></p> <p class="MsoBodyTextIndent" style="margin: 0cm -0.05pt 0.0001pt 0cm; text-align: justify; text-indent: 0cm;"><span style="" lang="ES">&nbsp;</span></p> <p class="MsoBodyTextIndent" style="margin: 0cm -0.05pt 0.0001pt 0cm; text-align: justify; text-indent: 0cm;"><span style="" lang="ES">La galaxia ms pobre en metales que se conoce es IZw18, con una metalicidad de 1/50 Z</span><span style="font-size: 8pt; font-family: &quot;Wingdings 2&quot;;" lang="ES"></span><span style="" lang="ES">. Algunos autores han propuesto que estos metales fueron sintetizados por una generacin de estrellas primordiales. Existen estudios numerosos sobre las propiedades espectroscpicas de las poblaciones estelares y el gas en objetos de baja metalicidad como IZw18. Sin embargo, no existe un estudio similar para condiciones de metalicidad mucho ms baja, con un valor entre cero (primordial) y 1/50 solar. Galaxias de metalicidad extremadamente baja (&lt;&lt;1/50 Z</span><span style="font-size: 8pt; font-family: &quot;Wingdings 2&quot;;" lang="ES"></span><span style="" lang="ES">) no se han detectado nunca, pero es posible que hayan existido. La razn por la que no se han encontrado est por conocer, y puede estar relacionada con las tcnicas inadecuadas de bsqueda empleadas en surveys astronmicos. Es necesario investigar las propiedades espectrales esperadas para metalicidades extremadamente bajas y su evolucin con el tiempo. Esta informacin ser muy til para entender la naturaleza no slo de objetos qumicamente poco evolucionados como los esperados en el Universo muy lejano, sino tambin galaxias cercanas de baja metalicidad como las galaxias enanas compactas, del tipo de IZw18.</span></p> <p class="MsoBodyTextIndent" style="margin: 0cm -0.05pt 0.0001pt 0cm; text-align: justify; text-indent: 0cm;"><span style="" lang="ES">&nbsp;</span><span style="font-family: Arial;"><o:p></o:p></span></p> </div> </body> </html>