Simposio Andino de Astrofísica Relativista

Discrepancias en temperaturas electrónicas derivadas de diagnósticos nebulares de [O III] y [S III]

Not scheduled

15m

Escuela de Física (Universidad Industrial de Santander, Bucaramanga Colombia)

Speaker

Ms Adrianna Luz García Vegas (Universidad Simón Bolívar)

Description

Cierta parte de la comunidad científica se ha enfocado en el estudio de los espectros de las nebulosas gaseosas tales como: regiones H II, nebulosas planetarias y remanente de supernovas, debido a que sus plasmas son aparentemente simples de modelar para obtener información cuantitativa y precisa acerca de la temperatura, densidad electrónica y las abundancias elementales. Estas medidas pueden entonces ser utilizadas para estudiar variaciones y gradientes a escalas galácticas y extragalácticas[2]. Desde hace un tiempo, reiteradamente se ha observado en las regiones H II (nubes donde la mayor parte del hidrógeno está ionizado) y en nebulosas planetarias (envolventes estelares expulsados por gigantes rojas viejas) discrepancias crónicas entre las abundancias de diferentes elementos estimadas a partir de las líneas de emisión excitadas colisionalmente con las estimadas por recombinación electrónica. Esto llevó a un estudio más riguroso de las condiciones físicas que rigen la existencia y el comportamiento de las nebulosas, las cuales siempre se han considerado como plasmas que tienen distribuciones electrónicas de tipo Maxwelliana. En las últimas décadas se han planteado numerosas hipótesis, para resolver tal discrepancia. Por ejemplo, se consideran fluctuaciones en la temperatura[9]; se plantean la inclusión de apelotonamientos en el plasma nebular deficientes en hidrógeno[5][10] y se cree que existen plasmas densos que han sido ionizados por rayos X[3]. A pesar de lo relevante de tales consideraciones, estas hipótesis no han sido probadas ni rechazadas hasta el momento. Recientemente, han sugerido que el problema de las discrepancias entre las abundancias elementales podría ser resuelto considerando que los plasmas nebulares tienen distribuciones electrónicas no-Maxwellianas[7]. Para este prop ́osito, la distribuciónn electrónica de Maxwell se reemplazó por la distribución tipo kappa (κ)[7], la cual es usada para el estudio de plasmas de la corona solar[12]. Mediante la selección de la distribución κ, se logró una mejor descripción de lo que se observa experimentalmente, aunque la precisión de los datos atómicos de los modelos (tasas de excitación por impacto electrónico y coeficientes de Einstein para el decaimiento radiativo espontáneo) limitaron conclusiones más firmes. Es por ello que nuestro proyecto se relaciona con las discrepancias crónicas que imperan en la astrofísica de las nebulosas gaseosas entre las abundancias químicas que se obtienen a partir de líneas espectrales de emisión excitadas colisionalmente y las producidas por recombinación electrónica.Estamos actualmente involucrados en un sondeo a gran escala de regiones H II galácticas y extra-galácticas para determinar las diferencias entre las temperaturas electrónicas obtenidas a partir de los diagnósticos de líneas prohibidas de [O III] y [S III]. Nuestros modelos numéricos cuentan con datos atómicos calculados recientemente cuya precisión ha sido comprobada en mejor que el 5 %[4][11], y examinamos la posibilidad que los plasmas nebulares exhiban distribuciones electrónicas no-Maxwellianas[7]. Referencias [1] Badnell et al. Planeraty Nebulae in our Galaxy and Beyond regions. IAU Symp. 234. Cambridge: Cambridge Univ. Press, 2006. [2] Binette et al. Discrepancies between the [O III] and [S III] temperatures in H II regions. A&A, 2012. 547, A29. [3] Ercolano, B. et al. Three-dimensional photoionization modelling of the hydrogen-deficient knots in the planetary nebula Abell 30. MNRAS, 2003. 344, 1145. [4] Hudson et al. Collision strengths and effective collision strengths for transitions within the ground-state configuration of S III ApJ, 2012. 750, 65. [5] Liu et al. NGC 6153: a super-metal-rich planetary nebula? MNRAS, 2000. 312, 585. [6] Mendoza, C. & Bautista, M. A. Testing the existence of non-maxwellian electron distri- butions in H II regions after asssessing atomic data accuracy. ApJ, 2014. 785, 91. [7] Nicholls et al. Resolving the electron temperature discrepancies in region H II regions and planetary nebulae: κ-distributed electron. ApJ, 2012. 752, 148. [8] Astrophysics of Gaseous Nebulae and Active Galactic Nuclei. Osterbrock, D & Ferrland, G. University Science Books, 2006. [9] Peimbert, M. ApJ, 1967. 150, 825. [10] Stasińska et al. Enrichment of the interstellar medium by metal-rich droplets and the abundance bias in H II regions. A&A, 2007. 471, 193. [11] Storey et al. Collision strengths for nebular [O III] optical and infrared lines. MNRAS, 2014. 441, 3028. [12] Vasyliunas, V. M. A survey of low-energy electrons in the evening sector of the magne- tosphere with OGO 1 and OGO 3. J. Geophys. Res., 1968. 73, 2839.