NEBULAE

Autor: GARCIA ROJAS JORGE.
Jahr: 2006.
Universität: LA LAGUNA [www.ull.es].
Ort der Lesung: FACULTAD DE FISICA. UNIVERSIDAD DE LA LAGUNA.
Ort der Vorbereitung: INSTITUTO DE ASTROFISICA DE CANARIAS.

Inhaltsangabe: Die H-II-Regionen sind Objekte von zentraler Bedeutung für das Verständnis der chemischen Zusammensetzung und der Entwicklung des Universums, vor allem im Bereich extragaláctico. Aus diesem Grund ist es wichtig, zu wissen, ob traditionelle Methoden für die Bestimmung der Elementhäufigkeiten in Nebel ionisiert (basierend auf der Analyse der Zeilen Anregung colisional) zuverlässig sind oder nicht. Das Hauptziel dieser Dissertation ist es, die Fülle von alternativen Form von bestimmten Ionen (O + +, C + +, O + + + und nicht von der Intensität der Rekombination Linien, viel schwächer als die Linien Anregung colisional aber Spektren gemessen in Tief genug. Früheren Ergebnisse für die H-II-Regionen galaktischen und extragalaktischen hellsten zeigte, dass die berechneten Häufigkeiten von Rekombination Linien sind durchweg höher (bis zu einem Faktor 2-3), dass bestimmte Zeilen von Erregung colisional. Dieses Problem (auch bekannt als "Diskrepanz Häufigkeiten "), können sich im Zusammenhang mit der Anwesenheit von Temperaturschwankungen in den Nebel. Diese Dissertation präsentiert eine detaillierte Analyse der Daten espectrofotométricos Bereichen brillanten 8 galaktischen H II-Regionen. Daten erworben wurden mit dem Spektrographen echelle UVES (UV-Visual Echelle Spectrograph) Teleskop Kueyen der VLT (Very Large Telescope), das Zentrum des Cerro Paranal, Chile, während zwei Kampagnen Beobachtung. Jedes Objekt hat deckten ein breites Spektrum an Länge Welle (3100-10400 Ã), mit einer spektralen Auflösung R = 8800 wirksam. Wir fanden mehrere hundert Emissions-Linien in den einzelnen Regionen (insgesamt wurden mehr als 2600 Zeilen), die die meisten detaillierte Beobachtungen dieser Art, die bisher in H-II-Regionen. Dank der enormen Menge an Informationen zur Verfügung hat, in der Lage gewesen, um zu ermitteln, die physikalischen Bedingungen von Gas ( Elektronendichte und Temperatur) aus einer großen Anzahl von Diagnosen, die Beziehungen zwischen den Zeilen oder die kontinuierliche Übertragung zwischen Emissions-Linien. Aus diesen physikalischen Bedingungen haben wir festgestellt, die Häufigkeiten von einer großen Anzahl von Ionen mit Linien Anregung colisional. Tiefe der Spektren zur Verfügung hat uns auch erlaubt , Um zu ermitteln, die Häufigkeiten von O + +, C + +, und einige Fälle nicht und O + + + Rekombination von Zeilen. Erlangt wurde Parameter t2 (quadratische Fluktuation durchschnittliche Temperatur) mit verschiedenen Methoden: a) durch einen Vergleich der elektronischen Temperaturen aus dem Balmer Sprünge und / oder Paschen von HIya Verhältniszahlen aus Linien Anregung colisional b) Vergleich der Häufigkeiten der ionischen O + + (und in einigen Fällen, C + +, A + und Ne + +) aus Rekombination Zeilen und Linien Aufregung colisional; c ) Aus dem Spektrum der Rekombination ich I. Die Ergebnisse, die mit verschiedenen Methoden werden in der Regel im Einklang mit einander. Der Parameter t2 bedeutet für jedes Objekt verwendet wurde zur Schätzung der Häufigkeiten von vielen Ionen in Anwesenheit von Temperaturschwankungen. Das Ausmaß der Rekombination Linien von O + + und C + + in allen Objekten erlaubt die Identifizierung OyC Gradienten in der galaktischen Festplatte. Die Ernte ist genau diese Gradienten eines der wichtigsten Hindernisse für die Modelle der Bildung und der chemischen Entwicklung der Scheibe der Milchstraße und der solaren Nachbarschaft. Dies ist das erste Mal, dass bestimmt, die Steigung von C für eine beträchtliche Anzahl von H-II-Regionen verteilt in einer Vielzahl von Strecken galactocéntricas. Der Wert der Häufigkeiten von OyC in der Nähe Sonnenenergie fällt mit der jüngsten Werte der Häufigkeiten von OyC in der Sonne, unter Berücksichtigung der Entwicklung der Chemie Erfahrung in diesem Bereich der Galaxie seit der Gründung unseres Sterns. Schließlich haben wir die Analyse der Proben, in denen wir im Vergleich der verschiedenen Diagnosen von Temperatur und Dichte, und wo haben wir eine vergleichende Studie zwischen zwei der vorgeschlagenen Szenarien zu erklären, die Diskrepanz Elementhäufigkeiten in der planetarischen Nebel und H II-Regionen: 8 Existenz von fluct 3ee uaciones Temperatur-und das Vorhandensein von chemischen inhomogeneidades kälter und dichter die umgebenden interstellaren Medium. In dieser Arbeit haben wir festgestellt, dass es einen signifikanten Unterschied zwischen den Ergebnissen, die in NP und H II-Regionen bleiben, in der zweiten, im Einklang mit dem Szenario von Temperaturschwankungen.