Agradecimientos Lo que pareca tan lejano cuando me decid a comenzar el doctorado ya ha llegado. Durante todos estos aos he estado centrado principalmente en aprender y hacer lo mejor posible las investigaciones que en esta Tesis se presentan, pensando que a n quedaba lejos el nal. . . En las siguientes pginas hay mucho de m, de cmo he entendido lo que me han explicado y de cmo he interpretado lo que he ido viendo. Sin embargo, este texto y los trabajos que contiene son el resultado de la labor de muchsima gente, ms de lo que en un principio me hubiera parecido. Por lo tanto, es el momento de los agradecimientos a todos aqullos que, a n sin saberlo, han contribuido a que esta Tesis Doctoral que lleva mi nombre vea la luz. En primer lugar, quiero agradecer a mis dos directores de Tesis, los Profs. Jos Cernicharo y Salvador Montero, toda la conanza que han depositado en m, la ayuda que me han proporcionado en todo momento y la grandsima cantidad de cosas que me han ayudado a aprender. Ambos han sido un gran ejemplo para m, mostrndome cmo ha de ser un gran investigador. Agradezco a toda la gente del DAMIR que ha estado a mi lado y me ha ayudado con apoyo, conversaciones, correcciones, comentarios, consejos y de otros muchos modos a que esta Tesis haya llegado a buen puerto (en especial Marcelino, Miguel, Macarena, Alicia, Javier, Juan Ramn y M

Luisa). Tambin quiero agradecer todo lo que han hecho por m Jos Mara y Guzmn o Guzmn y Jos Mara porque, sinceramente, no s a quin poner antes. Ellos han sido con los que he trabajado ms de cerca en el laboratorio y los que han aguantado buena parte de mis preguntas, comentarios, y errores, dndome siempre buenas respuestas y haciendo muy agradable y enriquecedor el trabajo en equipo. A continuacin, quiero agradecer a la que fue mi tutora en la UCM, la Profa. M

Jos Fernndez Figueroa, por sus comentarios sobre la Tesis. Al Dr. Matthew J. Richter le agradezco todas las interesantes conversaciones que tuve con l va correo electrnico, ayudndome adems a mejorar mi ingls escrito sin desesperarse.

Mil gracias al Dr. Laurent Loinard por acogerme en el Centro de Radioastronoma y Astrofsica (CRyA) en Mxico en el verano del ao 2006. Gracias a su ayuda y conocimientos me llegu a familiarizar con la interferometra, siendo capaz de mirar las estrellas de otra manera. Tambin quisiera agradecer de forma muy especial al Dr. Alejandro Palma por haberme recibido tan bien en Mxico, permitido trabajar con l y haberme nanciado a travs de sus proyectos. Por otro lado, le agradezco al Dr. Francisco Melndez el haber respondido a todas mis preguntas y haber tenido conmigo tan buena disposicin e interesantes charlas. Adems, le agradezco a la Benemrita Universidad de Puebla y al Instituto de Fsica Luis Rivera Terrazas el haberme acogido durante varios meses mientras acababa de escribir la Tesis. I

Ninguno de los trabajos realizados hubiera sido posible sin la nanciacin provista por numerosas organizaciones lideradas por el CSIC y el Fondo Social Europeo, que me concedi la beca I3P que disfrut durante la mayor parte de mi doctorado. Igualmente, tambin quiero agradecer al Consejo Nacional de Ciencia y Tecnologa (CONACyT) el haberme apoyado durante mi estancia en Mxico en las etapas nales de la escritura de esta Tesis a travs del proyecto del Dr. Alejandro Palma SEP-2004-C01-47090. Les doy las gracias de todo corazn a mis padres, Jos y Milagros, porque gracias a ellos estoy aqu en todos los sentidos. Gracias por hacerme lo sucientemente curioso como para meterme en esto de la investigacin. Gracias por hacerme lo sucientemente fuerte como para no dejarlo. Gracias por hacerme lo sucientemente inteligente como para poder seguir adelante. Muchas gracias. Les doy las gracias a mis hermanas, Laura, Inmaculada, Teresa y Montserrat, por estar ah, por apoyarme siempre como lo han hecho, por sentirse orgullosas de m y por ayudarme a llegar hasta donde estoy. Les doy las gracias a mis suegros, Leopoldo y Yolanda, y a mis cuados, Hiram y Marco, por acogerme y quererme como lo hacen, todos los das y bajo cualquier circunstancia. Si esta Tesis ha salido es en gran parte por su cario y su amistad, haciendo muchsimo ms llevadero el trauma que

supone un cambio de pas. Y, por ltimo, le doy las gracias con todo mi amor a mi esposa, Wilma, por ser mi esposa, mi amiga, mi compaera, mi ltigo, mi puente, mi puerta, mi apoyo, mi br jula y la luz que ilumina mis pasos. Sin t esto no hubiera sido posible. Jos Pablo Fonfra Expsito Noviembre del 2008 Mxico D.F. II

Prefacio La inmensa mayora de la materia ordinaria del Universo se encuentra en forma de gas. Este gas puede encontrarse en estrellas o nubes interestelares, discos protoplanetarios o envolturas circunestelares, en las zonas densas de las galaxias o en el propio espacio inter- galctico. El gas de cada medio posee sus propias caractersticas a causa de los fenmenos fsicos que le afectan. Sus condiciones fsicas junto con su riqueza en metales, proporcionan la gran variedad de especies qumicas detectadas (y no detectadas todava) dentro y fuera del Sistema solar. Las estrellas de la Rama asinttica de las gigantes (AGB) y las que estn en el siguiente estadio de la evolucin estelar, las Nebulosas planetarias (PN), son objetos muy valiosos de cara al entendimiento de los fenmenos fsicos presentes en las estrellas. La violencia de estos fenmenos junto con la velocidad a la que se produce la transicin entre una fase y otra (unos pocos cientos de aos) hacen de estos objetos laboratorios en potencia, tanto fsica como qumicamente. Actualmente, la nica manera conocida de obtener informacin de objetos extrasolares es a travs de la deteccin de radiacin electromagntica, intensamente acoplada a la ma- teria. Esta interaccin es lo suficientemente fuerte como para que el equilibrio (o la falta de ste) entre la materia y la radiacin determine la evolucin dinmica de las acumulaciones de gas y el espectro de la propia radiacin que interacta con l. El caso de las estrellas AGB y PNe es un ejemplo claro de los efectos de la interaccin entre la interaccin entre la radiacin y materia. Es esta interaccin la que crea las nebu- losas que rodean a las estrellas centrales (fase AGB) expulsando parte de la materia de la fotosfera estelar. Esta interaccin tambin parece ser la causante de la eyeccin final de gran parte de la atmsfera de la estrella dejando el ncleo al descubierto (fase PN). Y es esa interaccin la que expulsa definitivamente hacia el medio interestelar toda la materia eyectada, dejando como resto una enana blanca y enriqueciendo el medio interestelar con metales procesados que formarn parte de la nueva generacin de estrellas. Sin embargo, la interaccin entre la radiacin y la materia no es el nico fenmeno del que depende la evolucin de estos y otros muchos objetos. En un gas en equilibrio macros- cpico con una cierta temperatura cintica, cada segundo se produce un inmenso nmero de colisiones entre las partculas que lo forman. Estas colisiones unidas a la excitacin ra- diativa, tienen la capacidad de transformar la energa mecnica en radiacin y viceversa. Consideremos una molcula nicamente con dos niveles de energa, up y low , y cuyas energas son E up

y E

low

, respectivamente ( E up

> E low

). Supongamos que estos dos niveles estn conectados radiativa y colisionalmente, con constantes de Einstein A up ! low

, B up ! low

y B low ! up

, y con constantes colisionales C up ! low

y C low ! up

. Si esta molcula est inmersa en un medio gaseoso con temperatura cintica T K

y sometido a la accin de un campo radiativo con una temperatura de cuerpo negro T bb

, utilizando el Principio del balance detallado se puede demostrar que n up

n low

= g up

g low

e