Día 3.ROOM 2- Determ. de la Temperatura y Densidad Electrónica en Nebulosas Gaseosas Fotoionizadas

Ponente: Est. Andrés Millán
Abstract:
Muchos tópicos en astrofísica envuelven la física de gases ionizados y la interpretación de sus espectros de líneas de emisión. Las regiones HII nos permiten probar la evolución química y la historia de formación de estrellas de los lugares más alejados de nuestra propia Galaxia y 2 de galaxias distantes. Mientras que las nebulosas planetarias, a través del estudio de sus abundancias químicas, sirven como condición de contorno para la evolución de estrellas de masa intermedia, entre 0.8 y 8 veces la masa del Sol.
Para poder tener una buena determinación de las abundancias químicas es necesario conocer bien la temperatura y densidad electrónica del gas. Por ello, es necesario saber determinar estos parámetros. Las líneas de emisión observadas en estos objetos son los datos principales con los cuales es posible calcular la temperatura y densidad electrónica. Aunque modelos más detallados consideran un modelamiento de todo el espectro de la nebulosa, nosotros nos restringiremos a al estudio particular de algunos iones con los cuales es posible realizar este trabajo.
Una vez determinado este par de parámetros físicos será posible, usando un modelo de estructura de ionización a través de la nebulosa, obtener las abundancias químicas para un conjunto de nebulosas previamente seleccionadas. Este mismo método puede ser aplicado indistintamente a otros objetos como Regiones HII, Supernovas, Galaxias Starbursts, AGNs y Quasars.
El objetivo de este trabajo determinar la composición química de nebulosas gaseosas fotoionizadas, usando las medidas de sus líneas de emisión para los elementos de Helio, Carbono, Nitrógeno, Oxígeno, Neón, Azufre y Argón.