NEBULOSAS

Autor: GARCIA ROJAS JORGE.
Año: 2006.
Universidad: LA LAGUNA.
Centro de lectura: FACULTAD DE FISICA. UNIVERSIDAD DE LA LAGUNA.
Centro de realización: INSTITUTO DE ASTROFISICA DE CANARIAS.

Resumen: Las regiones H II son objetos fundamentales para el conocimiento de la composición y la evolución química en el Universo, especialmente en el dominio extragaláctico. Debido a esto, es fundamental conocer si los métodos tradicionales de determinación de abundancias en nebulosas ionizadas (basados en el análisis de líneas de excitación colisional) son fiables o no. El objetivo principal de esta tesis es determinar de forma alternativa la abundancia de ciertos iones (O++, C++, O+ y Ne++ a partir de la intensidad de líneas de recombinación, mucho más débiles que las líneas de excitación colisional pero medibles en espectros lo suficientemente profundos. Resultados previos obtenidos para las regiones H II galácticas y extragalácticas más brillantes indicaban que las abundancias calculadas a partir de líneas de recombinación son sistemáticamente mayores (hasta un factor 2-3) que las determinadas a partir de líneas de excitación colisional. Este problema (conocido como "discrepancia de abundancias") puede estar relacionado con la presencia de fluctuaciones de temperatura en las nebulosas. En esta tesis se presenta un análisis en detalle de datos espectrofotométricos de zonas brillantes de 8 regiones H II galácticas. Los datos han sido adquiridos con el espectrógrafo echelle UVES (Ultraviolet Visual Echelle Spectrograph) del telescopio Kueyen del VLT (Very Large Telescope), en el Observatorio de Cerro Paranal, Chile, durante dos campañas de observación. En cada uno de los objetos se ha cubierto un amplio rango de longitud de onda (3100-10400 Ã), con una resolución espectral efectiva de R=8800. Hemos detectado varios cientos de líneas de emisión en cada región (en total se han medido más de 2600 líneas), conformando el conjunto más detallado de observaciones de este tipo realizadas hasta la fecha en regiones H II. Gracias a la enorme cantidad de información disponible se han podido determinar las condiciones físicas del gas (temperatura y densidad electrónica) a partir de gran cantidad de diagnósticos que involucran relaciones entre líneas de emisión o entre el continuo y líneas de emisión. A partir de estas condiciones físicas, hemos determinado las abundancias de un gran número de iones usando líneas de excitación colisional. La profundidad de los espectros disponibles también nos ha permitido determinar las abundancias de O++, C++ y, en algunos casos O+ y Ne++ a partir de líneas de recombinación. Se ha obtenido el parámetro t2 (fluctuación cuadrática media de la temperatura) usando diferentes métodos: a) comparando las temperaturas electrónicas obtenidas a partir de los saltos de Balmer y/o Paschen de H I y a partir de cocientes de líneas de excitación colisional; b) comparando las abundancias iónicas de O++ (y en algunos casos de C++, O+ y Ne++) obtenidas a partir de líneas de recombinación y líneas de excitación colisional; y c) a partir del espectro de recombinación de He I. Los resultados obtenidos usando los distintos métodos son, por lo general, consistentes entre sí. El parámetro t2 medio para cada objeto ha sido utilizado para calcular las abundancias de numerosos iones en presencia de fluctuaciones de temperatura. La medida de líneas de recombinación de O++ y C++ en todos los objetos ha permitido la determinación del gradiente de O y C en el disco galáctico. La obtención de estos gradientes con precisión es una de las restricciones más importantes para los modelos de formación y evolución química del disco de la Galaxia y de la vecindad solar. Esta es la primera vez que se determina el gradiente de C para un número importante de regiones H II distribuidas en un rango tan amplio de distancias galactocéntricas. El valor de las abundancias de O y C en la vecindad solar coincide con los valores más recientes de las abundancias de O y C en el Sol, teniendo en cuenta la evolución química experimentada en esta zona de la Galaxia desde la formación de nuestra estrella. Finalmente, realizamos el análisis global de la muestra en el que hemos comparado los distintos diagnósticos de temperatura y densidad, y donde hemos realizado un estudio comparativo entre dos de los escenarios propuestos para explicar la discrepancia de abundancias en nebulosas planetarias y regiones H II: la existencia 8 de fluct 3ee uaciones de temperatura y la presencia de inhomogeneidades químicas más frías y densas que el medio interestelar circundante. En esta tesis hemos encontrando que hay una diferencia significativa entre los resultados obtenidos en NP y regiones H II siendo, en estos últimos, consistentes con el escenario de fluctuaciones de temperatura.