NEBULAE

Auteur: GARCIA ROJAS JORGE.
Année: 2006.
Université: LA LAGUNA [www.ull.es].
Lieu de l'exposition: FACULTAD DE FISICA. UNIVERSIDAD DE LA LAGUNA.
Lieu de préparation: INSTITUTO DE ASTROFISICA DE CANARIAS.

Résumé: Les régions H II sont des objets cruciale pour la compréhension de la composition chimique et l'évolution de l'univers, en particulier dans le domaine extragaláctico. À cause de cela, il est essentiel de savoir si les méthodes traditionnelles de détermination de l'abondance des populations dans des nébuleuses ionisées (basée sur l'analyse des lignes d'excitation colisional) sont fiables ou non. L'objectif principal de cette thèse est de déterminer l'abondance de forme alternative de certains ions (O + +, C + +, et O + + + Non à l'intensité de la recombinaison des lignes, beaucoup plus faible que les lignes d'excitation mais colisional spectres mesurés en Assez profond. Précédents résultats obtenus pour les régions H II galactiques et extragalactiques brillants montré que les abondances calculés à partir de la recombinaison des lignes sont constamment plus élevés (jusqu'à un facteur 2-3) que certaines lignes d'excitation colisional. Ce problème (connu sous le nom de "discordance Abondances ") peut être liée à la présence de fluctuations de température dans les nébuleuses. Cette thèse présente une analyse détaillée des données espectrofotométricos zones brillantes galactique 8 régions H II. Données ont été acquis avec le spectrographe echelle UVES (Ultraviolet Visual Echelle Spectrograph) du télescope Kueyen VLT (Very Large Telescope), le Centre de Cerro Paranal, au Chili, au cours de deux campagnes d'observation. Chaque objet a couvert une large gamme de longueur d'onde (3100-10400 Ã), avec une résolution spectrale efficacement R = 8800. Nous avons trouvé plusieurs centaines Émissions de lignes dans chaque région (au total ont été mesurées sur 2600 lignes), en formant le plus détaillé des observations de ce type menées jusqu'à présent en régions H II. Grâce à l'énorme quantité d'information disponible a été en mesure de déterminer les conditions physiques du gaz ( Densité d'électrons et de la température) auprès d'un grand nombre de diagnostics concernant les relations entre les lignes ou diffusés entre les lignes continue des émissions. A partir de ces conditions physiques, nous avons déterminé les abondances d'un grand nombre d'ions utilisant des lignes d'excitation colisional. Approfondie des spectres disponible nous a permis aussi Afin de déterminer les abondances de O + +, C + +, et certains cas Ne + + + O et de la recombinaison lignes. T2 paramètre a été obtenu (de fluctuation de la température moyenne quadratique) à l'aide de diverses méthodes: a) en comparant les températures électroniques obtenues auprès de la Balmer sauts et / ou de Paschen HIya ratios de lignes excitation colisional b), comparant les abondances ioniques d'O + + (et dans certains cas, C + +, et O + Non + +) obtenues par recombinaison des lignes et des lignes d'excitation colisional c ) À partir du spectre de recombinaison je dois I. Les résultats obtenus en utilisant différentes méthodes sont généralement cohérents entre eux. Le paramètre t2 moyens pour chaque objet a été utilisé pour estimer l'abondance des populations de nombreux ions en présence des fluctuations de température. L'ampleur de la recombinaison des lignes d'O + + et C + + dans tous les objets a permis l'identification de gradient OyC dans le disque galactique. La récolte de ces gradients est précisément l'une des contraintes les plus importantes pour les modèles de formation et d'évolution chimique du disque de la galaxie et le voisinage solaire. C'est la première fois que détermine le gradient de C pour un nombre significatif de régions H II distribués dans une vaste gamme de distances galactocéntricas. La valeur de l'abondance de OyC dans le voisinage solaire coïncide avec les valeurs les plus récentes de l'abondance de OyC in the Sun, en tenant compte de l'évolution de la chimie expérience dans le domaine de la Galaxie depuis la formation de notre étoile. Enfin, nous avons procédé à l'analyse globale de l'échantillon dans lequel nous avons comparé les différents diagnostics de la température et de densité, et où nous avons fait une étude comparative entre deux des scénarios proposés pour expliquer l'écart dans les abondances de nébuleuses planétaires et les régions H II: 8 de l'existence fluct 3ee uaciones température et la présence de produits chimiques inhomogeneidades froides et plus denses du milieu interstellaire environnant. Dans cette thèse, nous avons constaté qu'il existait une différence significative entre les résultats obtenus dans le NP et les régions H II restent, dans ce dernier, en accord avec le scénario des fluctuations de température.