Ministerio de Economía y Competitividad Gobierno de Canarias Universidad de La Laguna CSIC Centro de Excelencia Severo Ochoa

Proyectos de investigación astrofísica

Física de las Estrellas, Sistemas Planetarios y Medio Interestelar

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Composición Química de Nebulosas Ionizadas (P/308614)

J GARCÍA ROJAS

J. García Rojas, L. Toribio San Cipriano, S. Madonna

 Colaboradores del IAC: M. Cerviño Saavedra

A.R. López-Sánchez (AAO, Australia); A. Mesa-Delgado (PUC, Chile); F. Bresolin (IfA, Hawai, EEUU); C. Morisset, L. Carigi, M. Peimbert, M. Peña, G. Delgado-Inglada (IA-UNAM, México); M. Rodríguez, G. Domínguez-Guzmán (INAOE, México); X. Fang (University of Hong Kong); N.C. Sterling (University of West Georgia, EEUU); R. Wesson (UCL, UK); H. Monteiro (U. Itajubá, Brasil), H. Boffin (ESO, Alemania)

Introducción

El presente Proyecto se dedica principalmente al estudio de la estructura, condiciones físicas y composición química de las nebulosas ionizadas, tanto galácticas como extragalácticas, a través del análisis detallado y modelización de sus espectros. 

Hitos

Se analizaron espectros profundos (tomados con VLT y GTC) de varias regiones HII en las galaxias espirales NGC 300 y M33. Se determinaron los gradientes de O y C encontrando que, en ambos casos, el gradiente de C/H presenta una mayor pendiente que el de O/H. Comparando con otras galaxias espirales, se encuentra una fuerte correlación entre la pendiente del gradiente de C/H (también de N/H) y la magnitud absoluta de la galaxia. Algunas regiones H II situadas en zonas externas de NGC 300 y M33 muestran un C/O más similar al típico de galaxias enanas que al de regiones H II en discos de espirales. Esto puede estar relacionado con la ausencia de aplanamiento de los gradientes en las partes externas de ambas galaxias. 

Se ha obtenido la primera imagen directa de la componente de gas de alta metalicidad en una nebulosa planetaria (NGC 6778) utilizando el filtro azul sintonizable de OSIRIS en el Gran Telescopio Canarias de 10.4 m, centrado en las líneas de recombinación ópticas (ORL) O II λ4649 + 50 Å. La emisión de estas líneas débiles de OII se concentra en las partes centrales de la nebulosa planetaria y no coincide espacialmente con la emisión procedente de la línea brillante excitada colisionalmente (CEL) de [OIII] λ5007 Å o la línea de recombinación de H I Hα. El pico central de la emisión de O II y las diferencias con los perfiles de emisión de [O III] y H I son consistentes con la presencia de un gas pobre en H cuyo origen puede vincularse a la binaridad de la estrella central. La determinación de la distribución espacial de los ORLs y CELs en otras NP y un estudio detallado de su dinámica son necesarios para restringir aún más la geometría y el mecanismo de eyección de la componente rica en metales (pobre en H), y comprender mejor el problema de discrepancia de abundancia en NP.

Se han detectado líneas de elementos de captura de neutrones (elementos-s) por primera vez en NP de las Nubes de Magallanes, usando espectros en el infrarrojo cercano (NIR) con los espectrógrafos FIRE y GNIRS instalados en el telescopio Magallanes de 6.5 m y en el telescopio Gemini Sur de 8.1 m, respectivamente. El análisis de las líneas de Se y Kr detectadas en varias NP sugiere que estos elementos están muy enriquecidos en la mitad de la muestra de NP estudiadas. También se pudieron determinar límites superiores a las abundancias de Rb y Cd en algunos objetos. Las abundancias calculadas en la Gran Nube de Magallanes son consistentes con la hipótesis que indica que progenitores de NP con 2-3 M dominan la parte brillante de la función de luminosidad de NP en galaxias jóvenes ricas en gas. Estos resultados confirman la posibilidad de detectar líneas de elementos-s con telescopios terrestres en galaxias cercanas, permitiendo calcular enriquecimientos de elementos-s en poblaciones de NP con distancias bien determinadas.

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