Estructura de ionización y composición química de nebulosas galácticas

Resumen

Las estrellas masivas sufren intensos episodios de pérdida de masa a lo largo de su evolución debido a los vientos estelares, enriqueciendo fuertemente el medio circundante. Debido a la interacción de los vientos se forman nebulosas ionizadas que condicionan cómo los nuevos metales sintetizados se dispersan y mezclan en el gas original en que se formó la estrella [1]. Por lo tanto, estudiar en detalle las nebulosas alrededor de estrellas masivas provee de información relevante tanto de los procesos estelares internos y de la interacción de los vientos en las diferentes etapas evolutivas, como del enriquecimiento químico y energético de la Vía Láctea. En la actualidad existen numerosas cuestiones abiertas acerca de la evolución de las nebulosas ionizadas y de su influencia en el enriquecimiento químico de la Galaxia. Uno de los problemas es la inconsistencia entre los resultados observacionales y teóricos, ya que los modelos hidrodinámicos de nebulosas alrededor de estrellas masivas evolucionadas (como por ejemplo estrellas Wolf-Rayet) no reproducen satisfactoriamente todas las características detectadas observacionalmente [2]. Esto se debe, por una parte, a las incertidumbres en los parámetros obtenidos de los modelos estelares (tales como tasa de pérdida de masa, influencia de la rotación o productividad química) y, por otra parte, a la falta de información sobre la interacción de los vientos en las diferentes etapas evolutivas y la influencia de las inestabilidad en el gas. Las diversas investigaciones llevadas a cabo para determinar la variación radial de abundancias en los discos de galaxias espirales, mediante el análisis de nebulosas alrededor de estrellas evolucionadas, también revelan muchas inconsistencias. La determinación de la distribución de las abundancias químicas en la Vía Láctea es fundamental para conocer su formación y evolución, y aunque está firmemente establecida la existencia de un gradiente negativo de abundancias a lo largo del disco, las evidencias acerca de la extensión y forma de este gradiente no son concluyentes, especialmente en la poco conocida región del anticentro Galáctico [3]. En esta tesis doctoral, hemos realizado un estudio de los parámetros físicos y de la composición química de una muestra de nebulosas Galácticas cubriendo las diferentes etapas evolutivas definidas por sus estrellas centrales. Dicho análisis se ha enfocado desde dos perspectivas diferentes con distintas técnicas observacionales: por un lado analizando la estructura bidimensional de dos nebulosas alrededor de estrellas Wolf-Rayet utilizando espectroscopía de campo integral y, por otro lado, estudiando las propiedades de una muestra de regiones HII situadas en el anticentro Galáctico mediante espectroscopía de rendija larga. En la primera parte de la tesis se ha llevado a cabo un exhaustivo estudio de dos nebulosas alrededor de estrellas Wolf-Rayet (NGC6888 y M1-67) para analizar su evolución química y dinámica a lo largo de las distintas etapas evolutivas. Para ello realizamos observaciones de espectroscopía de campo integral con PPaK en el rango óptico que nos han permitido analizar la estructura 1D y 2D de forma simultánea. En el caso de NGC6888, el estudio bidimensional de la estructura de ionización en la región emisora de rayos X revela un doble comportamiento, encontrando signos de choques en el área situada al suroeste. El análisis 1D ha permitido derivar la temperatura electrónica, densidad electrónica y abundancias químicas de la nebulosa. El resultado más relevante de este trabajo radica en las grandes variaciones de las propiedades encontradas en las diferentes regiones de NGC6888 estudiadas, destacando el fuerte enriquecimiento de N/H en las zonas más internas. El estudio conjunto de los resultados ha permitido determinar un escenario para la formación de NGC6888 en base a la evolución de su estrella central que explica las características observacionales. Este esquema consiste en una estructura de múltiples capas, que pueden ser irregulares o estar fragmentadas, con diferentes propiedades físicas, químicas y cinemáticas [4]. Las observaciones realizadas en M1-67 cubren prácticamente toda la extensión de la nebulosa permitiendo analizar en detalle la distribución 2D del gas, así como la estructura del campo de velocidad radial y las variaciones químicas. Este trabajo se complementó con observaciones en infrarrojo medio de Spitzer. El estudio revela que M1-67 presenta una apariencia grumosa con condensaciones alineadas a lo largo de un eje preferente. El gas perteneciente a este eje bipolar posee un bajo grado de ionización y se encuentra mezclado con polvo templado. Las variaciones de la velocidad radial y de la densidad electrónica, y las estimaciones de las abundancias químicas derivadas en las condensaciones, típicas de material procesado en ciclo CNO, sugieren que el gas de la estructura bipolar fue expulsado durante una eyección de la estrella central. En particular, la morfología, cinemática y composición química detectadas indican que el gas de la estructura bipolar proviene de una eyección producida durante la fase LBV, siendo este resultado coherente con los modelos de evolución estelar para una masa inicial estimada entre 60Mo y 80Mo [5]. En la segunda parte de la tesis se ha estudiado una muestra de regiones HII del anticentro Galáctico mediante espectroscopía de rendija larga para mejorar el conocimiento de esta región del disco, muy poco conocida, y esencial para la realización de modelos de evolución Galáctica. Este trabajo abarca tanto el estudio individual de nueve regiones HII (S83, S132, S156, S162, S207, S208, S212, S228 y S270), como el análisis de la distribución química en el contexto global de la Vía Láctea. En todas las regiones se han obtenido las propiedades físicas estimando la temperatura electrónica asociada a diferentes iones que ha permitido derivar las abundancias químicas con precisión. El estudio de la variación de la temperatura electrónica en el rango de distancias de la muestra revela un gradiente positivo con una pendiente de dTe/dRG=440K/kpc para Te ([NII]) y dTe/dRG =360~K/kpc para Te [OIII]. Por otro lado, la distribución radial de las abundancias químicas en el rango Galactocéntrico 11kpc-RG-19kpc muestra un claro gradiente negativo de las abundancias de O/H, S/H, N/H y Ar/H, mientras que He/H y N/O presentan una distribución prácticamente constante con la distancia. La comparación de nuestros resultados con los de trabajos previos en zonas más internas de la Galaxia apunta a un posible aplanamiento de O/H para las regiones situadas a RG-14kpc, o como mínimo, nos permite asegurar que una única pendiente no satisface todas las abundancias químicas de regiones HII del disco Galáctico.