Gradientes de carbono y oxígeno en galaxias cercanas a partir de espectros de regiones hii

Résumé

El análisis de los espectros de regiones HII permite determinar las condiciones físicas y abundancias químicas del medio interestelar donde se encuentran. Tradicionalmente, el método más utilizado para determinar abundancias de elementos más pesados que el He en nebulosas ionizadas se basa en el análisis de las líneas de excitación colisional (LEC). Estas líneas suelen ser mucho más brillantes que las líneas de recombinación (LR). Por otra parte, las abundancias determinadas a partir de LR son menos dependientes de la temperatura electrónica que las LEC. Observacionalmente se encuentra que las abundancias para un determinado ion calculadas a partir de LR son sistemáticamente mayores que las determinadas a partir de LEC. Este problema conocido como el problema de la discrepancia de abundancias es uno de los grandes retos científicos en el campo de la astrofísica nebular y aún continúa sin solución. En esta tesis hemos analizado los espectros de una muestra de 25 regiones HII localizadas en 4 galaxias cercanas de la Vía Láctea: M33, NGC300 y las Nubes Mayor y Menor de Magallanes. Los espectros han sido obtenidos con el instrumento OSIRIS instalado en el telescopio GTC y el espectrógrafo UVES en el VLT, con ellos ha sido posible detectar las débiles LR de elementos pesados como el C y el O. Hemos determinado las condiciones físicas del gas para todas las regiones HII de la muestra, así como las abundancias químicas de los elementos más comunes presentes en la nebulosa a través de LEC. Además, en las regiones HII donde se detectaron la LR de CII 4267A y las LR del multiplete 1 de OII alrededor de 4650A hemos determinado abundancias de C y O. Por una parte, la detección de las LR del multiplete 1 de OII ha permitido explorar el problema de la discrepancia de abundancias. La comparación de las abundancias nebulares con las estelares ha dado resultados diferentes según la galaxia estudiada. En entornos de baja metalicidad las abundancias estelares coinciden mejor con las nebulares a partir de LEC mientras en entornos más metálicos ocurre lo contrario. Además, por primera vez, encontramos que el factor de discrepancia de abundancias (ADF), tanto para O2+ como C2+ parece tener una dependencia con la metalicidad, donde los objetos menos metálicos muestran mayores ADF. Los resultados sugieren que la discrepancia de abundancias está relacionada con la dependencia que tienen las abundancias determinadas a partir de LEC con la temperatura electrónica. Por otra parte, hemos estudiado el comportamiento de las abundancias de C en regiones HII extragalácticas situadas a lo largo del disco de distintas galaxias cercanas. Esta información, apenas estudiada, es un ingrediente muy importante en el conocimiento de la evolución química de las galaxias. Nuestros resultados indican que las galaxias espirales muestran gradientes negativos de C/H y C/O, consistentes con un modelo de formación de galaxias tipo ``inside-out''. En cambio, las galaxias irregulares muestran gradientes prácticamente planos. Los resultados indican que los gradientes de C no son universales para todas las galaxias. Las más masivas y luminosas presentan gradientes de C/H y C/O significativamente más inclinados que las galaxias de menos masa. También encontramos este resultado para los gradientes de O/H, aunque la dependencia es más suave en este caso. La interpretación que hacemos de estos resultados es que las zonas centrales de las galaxias masivas han tenido un enriquimiento más efectivo de C y O que las galaxias menos masivas. Además, el enriquecimiento de C ha sido más intenso que el del O. Estos resultados son consistentes con el efecto producido por yields de C dependientes de la metalicidad. Por último, encontramos que las regiones HII localizadas en las zonas más externas de las galaxias espirales de baja masa muestran cocientes de C/O similiares a las galaxias enanas con formación estelar, lo que puede estar indicando la diferente evolución que han tenido los sistemas con respecto a las galaxias espirales.