Estudio de regiones H II en M81 Utilizando espectros de GTC

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Estudio de Regiones H II

en M81 Utilizando

Espectros de GTC

por

Karla Ziboney Arellano C´

ordova

Tesis presentada como requerimiento parcial para

obtener el grado de

Maestro en Ciencias en Astrof´ısica

en el

Instituto Nacional de Astrof´ısica, ´

Optica y

Electr´

onica

Tonantzintla, Puebla

Bajo la supervisi´on de:

Dr. Y. Divakara Mayya Dra. M´onica Rodr´ıguez Guill´en

Dr. Daniel Rosa Gonz´alez

©INAOE, 2012

El autor otorga al INAOE el permiso de reproducir y distribuir copias en su totalidad

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A mis padres Enrique y Cristina

a mis hermanos

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“Cuando quieres realmente una cosa, todo el Universo conspira para

ayudarte a conseguirla”

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Agradecimientos

Quiero agradecer a Dios y a mis padres por todo el apoyo que me dieron cuando tomé la decisión de entrar al mundo de la astronom´ıa y dejar mi hogar por cumplir uno de mis sueños.

Agradezco a CONACYT por la beca otorgada para poder realizar mis estudios en INAOE y desarrollar esta tesis. A CONCYTEP por el apoyo que recib´ı para lograr finalizar este trabajo.

Agradezco a mis asesores Drs. Divakara, Mónica y Daniel por la paciencia que me tuvieron, por todo el aprendizaje que recib´ı, los consejos y sugerencias de este trabajo. Gracias a mis sinodales Drs. Elena Terlevich, Miriam Peña y Emanuele Bertone por aceptar ser parte del jurado. Especialmente, también quiero agradecer a mis profesores que me dieron las herramientas necesarias para aprender de la astronom´ıa y por la confianza que depositaron en mi.

A mis amigos Marco (mijito) , Eduardo (Lalo), V´ıctor, Héctor, Paola, César, Mauricio, Juan Pablo, Rosy, José Manuel, Marianita, Bernardo por todos esos momentos que pasamos juntos, riéndonos, discutiendo, y contando nuestras penas. Y a todas aquellas personitas que hicieron mi estancia en INAOE más placentera.

Finalmente, agradezco a una persona que cambio mi vida, que me está enseñando a combatir mis inseguridades. Que siempre con un mirada me dec´ıa que “Tú puedes no te dés por vencida” MIL GRACIAS!!! . V´ıctor Manuel doy gracias a Dios y al gusto que tenemos por la ciencia el haberte puesto en mi vida y en mi corazón. Lo logramos V´ıctor!!!

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Resumen

El estudio de regiones H II es fundamental para entender la evolución qu´ımica de las galaxias. Utilizando espectros del Gran Telescopio Canarias (GTC) se llevó a cabo un análisis espectroscópico de 49 regiones H II pertenecientes a M81. Derivamos abundancias de ox´ıgeno y nitrógeno por tres diferentes métodos. Para 13 regiones

H II fue posible medir Te[N II], para iones de bajo grado de ionizaci´on y utilizando

dos relaciones entre temperaturas estimamos Te[O III], para iones de alto grado de

ionización. Los valores de las abundancias que obtenemos son de hasta 0.3 dex más bajos en comparación con otras regiones H II de M81 con distancias galactocéntricas

similares a la nuestras. Esto puede deberse a medidas de Te[N II] demasiado altas,

o que las relaciones entre temperaturas Te[N II] y Te[O III] no aplican a todas

las regiones H II o ambos. Para explorar este problema analizamos 39 regiones H

II de diferentes galaxias espirales que cuentan con medidas de Te[O III] y Te[N

II]. Aplicamos los métodos emp´ıricos P y C para nuestras 49 regiones H II y las 39 regiones de la muestra de la literatura. Exploramos las diferencias que existen entre los diferentes métodos y encontramos que el método C deriva abundancias que muestran poca dispersión para regiones H II con distancias galactocéntricas similares. Calculamos el gradiente de metalicidad de la galaxia M81 utilizando las 49 regiones H II de este trabajo e incluyendo regiones H II de otros dos trabajos utilizando

el m´etodo C. El valor que encontramos para el gradiente es ∆(log(O/H))/∆RG =

−0.0073±0.0016 dex kpc−1_{. Adem´as, derivamos los gradientes de N/H y N/O.}

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´Indice general

Resumen I

´Indice general III

1. Introducci´on 1

1.1. Regiones H II . . . 1

1.1.1. Espectro de emisi´on de una regi´on H II . . . 2

1.2. M´etodos para determinar metalicidad . . . 6

1.3. La Galaxia M81 . . . 7

1.3.1. Gradiente de metalicidad . . . 7

1.4. Objetivo y estructura de este trabajo . . . 8

2. Observaciones y reducci´on de datos 11 2.1. Observaciones . . . 11

2.2. Reducci´on de datos . . . 11

2.3. Identificaci´on de regiones H II . . . 16

2.4. Extracci´on de espectros . . . 18

2.5. Medici´on de intensidades de l´ıneas . . . 23

2.5.1. Correcci´on por enrojecimiento . . . 23

2.5.2. Contaminaci´on por gas difuso . . . 24

3. C´alculo de propiedades f´ısicas y abundancias qu´ımicas 27 3.1. Densidad electr´onica . . . 27

3.2. Temperatura electr´onica . . . 28

3.2.1. Relaciones entre temperaturas . . . 28

3.3. Abundancias qu´ımicas . . . 30

3.3.1. M´etodo directo . . . 30

3.3.2. Calibraciones emp´ıricas . . . 34

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4. An´alisis de resultados 41

4.1. Regiones H II en M81 . . . 41

4.1.1. Comparaci´on con resultados de la literatura . . . 45

4.2. An´alisis y comparaci´on con otras galaxias espirales . . . 47

4.2.1. M´etodos P y C . . . 49

4.3. Gradiente de Metalicidad . . . 57

4.3.1. Ox´ıgeno . . . 57

4.3.2. Nitr´ogeno . . . 61

5. Conclusiones y trabajo futuro 65 5.1. Conclusiones . . . 65

5.2. Trabajo futuro . . . 67

A. Intensidades de l´ıneas 69

B. Im´agenes HST en banda F606W y espectros 2D de GTC. 77

´Indice de figuras 87

´Indice de tablas 95

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Cap´ıtulo 1

Introducci´

on

Describimos las propiedades f´ısicas y qu´ımicas de las regiones H II. Se hace una descripci´on de algunos m´etodos para derivar abundancias qu´ımicas y comentamos dos trabajos relacionados con M81 donde se obtiene el gradiente de metalicidad.

1.1. Regiones H II

El estudio de regiones H II es una herramienta importante para comprender la evolución qu´ımica y la historia de formación de las galaxias, porque nos dan infor-mación de las abundancias qu´ımicas en el medio interestelar actual. Las regiones H II son objetos donde el hidrógeno se encuentra totalmente ionizado por estrellas jóvenes del tipo OB, debido a la radiación ultravioleta proveniente de las estrellas.

El tamaño de una región H II depende del número de fotones ionizantes radiados

por la estrella. La regi´on que es ionizada por la estrella recibe el nombre de esfera de

Strömgren, la relación entre el número de fotones ionizantes y la esfera de Strömgren

es: Q(H0_{) = (4}_π_/3)r3

1n2Hαβ, donde 4πr31 es el volumen ionizado por la estrella, nH es

la densidad de electr´ones, αβ el coeficiente de recombinaci´on y Q(H0) es la tasa de

fotones ionizantes. En la esfera de Strömgren ocurren procesos f´ısicos importantes como el balance que existe entre los fotones que son emitidos por la estrella y la recombinación de los electrónes a niveles excitados. Las temperaturas electrónicas

t´ıpicas para una regi´on H II son ∼ 10000 K. Las regiones H II se encuentran

distri-buidas en el disco de las galaxias y trazan los brazos espirales. En la figura 1.1 se

muestra un dibujo esquemático de una región H II. La zona que rodea el cúmulo de

estrellas representa el gas ionizado y es limitada por el radio de Str¨omgren. Adem´as,

se muestra una pequeña capa de hidrógeno atómico (H I) que rodea la región H II.

Las regiones H II se encuentran embebidas en las nubes moleculares. Los vientos

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estelares arrojados por las estrellas pueden llegar a romper la nube molecular y en-tonces la región H II se hace visible. La figura 1.1 muestra esta región de hidrógeno molecular que rodea la región H II. Para este trabajo analizamos las propiedades f´ısicas y qu´ımicas de regiones H II para la galaxia M81, los detalles se discutirán en las siguientes secciones.

Rs

H2

H II H I

Figura 1.1: Dibujo esquemático de una región H II. Rses el radio de Strömgren, H II es el hidrógeno

ionizado, H I es el hidrógeno atómico y H2hidrógeno molecular.

1.1.1. Espectro de emisi´

on de una regi´

on H II

Para derivar las propiedades f´ısicas y qu´ımicas de una región H II es necesario el análisis espectroscópico. El espectro t´ıpico de una región H II es un espectro de emisión, dominado por l´ıneas de excitación colisional o prohibidas y l´ıneas de recombinación. Las l´ıneas de excitación colisional se generan debido a las colisiones de los iones con electrones libres del plasma. Se les llama prohibidas debido a la baja probabilidad que tienen de producirse; este tipo de transición se da en condiciones de baja densidad. Mediante algunos cocientes de este tipo de l´ıneas podemos derivar

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3 1.1. REGIONES H II

[N II] λλ6548, 6584, [O II]λ3727 y [S II] λλ6717, 6731. Otro tipo de l´ıneas que están presentes en el espectro de emisión son las l´ıneas de recombinación, que se producen debido a la recaptura de electrones libres por los iones, que caen en cascada a niveles más bajos por transiciones radiativas. En el intervalo óptico, las l´ıneas que se observan

son las pertenecientes a la serie de Balmer; Hα, Hβ, Hγ, etc. La figura 1.2 muestra

las l´ıneas de emisión prohibidas y de recombinación de un espectro de emisión de una

región H II perteneciente a la galaxia M81 (región H II alrededor del cúmulo estelar

R03B15612, ver sección 2.1). A partir del espectro de emisión de una región H II podemos determinar propiedades f´ısicas como densidad y temperatura electrónica.

[O II] λ3727

Hβ

[N II] λ6548 [O III]

λ4959, 5007

Hα

Hγ

[N II] λ6584

[S II] λ6717, 6731

Líneas de excitación colisional

Líneas de recombinación

λ [Å]

Fl

uj

o

[erg

cm

-2 s -1Å -1]

Figura 1.2: Espectro de emisi´on de una regi´on H II perteneciente a la galaxia M81.

La densidad electrónica se puede calcular comparando la intensidad de las l´ıneas de un mismo ión que vienen de niveles con energ´ıas de excitación parecidas. Si los dos niveles tienen diferentes probabilidad de desexcitación colisional, la población relativa dependerá de la densidad de los electrones de su entorno. Los cocientes de l´ıneas

prohibidas como [O II] λ3729/λ3726, [S II] λ6717/λ6731 son utilizados para derivar

la densidad electrónica (figura 1.3). La temperatura en una región H II viene dada por el equilibrio entre el calentamiento debido a la fotoionización y el enfriamiento debido a la recombinación y la radiación. Los cocientes que se suelen utilizar son: [O

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III] (λλ4959,5007)/λ4363, [N II] (λλ6548,6584)/λ5755 y [S III] (λλ9531, 9069)/λ6213 (figura 3.2).

Figura 1.3: Niveles de energ´ıa de [S II] (izquierda). Cocientes de intensidad de las l´ıneas de [S II] como funci´on de la densidad electr´onica (derecha). Imagen de Osterbrock & Ferland (2006).

Cuando contamos con medidas de las propiedades f´ısicas de una regi´on H II podemos derivar directamente las abundancias qu´ımicas. Para realizar este proceso es necesario indicar la estructura de temperatura que se va utilizar, y esta depende

de la informaci´on derivada del espectro de emisi´on. Si medimos solo Te[N II] se

suelen utilizar relaciones entre temperaturas basadas en modelos de fotoionizaci´on u

observaciones para estimar Te[O III] (ver secci´on 3.2.1). Consideramos un esquema

de dos zonas de temperatura cuando tenemos Te[N II] para iones de bajo grado de

ionizaci´on (como O+_{, N}+_{) y T}

e[O III] para iones de alto grado de ionizaci´on (como

O++_{). Algunos iones como S}++ _{y Ar}2+ _{no ajustan a un esquema de dos zonas de}

temperatura y es necesario usar una temperatura intermedia entre iones de alto y

bajo grado de ionizaci´on. Garnett (1992) propuso Te[S III] para iones de grado de

ionizaci´on intermedio. En algunas regiones H II la Te[S III] puede ser derivada, pero

tambi´en puede ser determinada por relaciones entre Te[O III] y Te[S III].

Elementos pesados como C, N, O, S, He, Ar, Fe, etc , tienen las l´ıneas de exici-tación colisional más brillantes y a partir de estas podemos determinar abundancias qu´ımicas. La abundancia se define como X/H, donde X es la abundancia del elemento relativo al hidrógeno. Las l´ıneas para calcular las abundancias, provienen de un ión,

no del elemento en si (por ejemplo, O = O0_{, O}+_{, O}++_{...). Si para un elemento no}

son visibles las l´ıneas de todos los iones se puede utilizar los factores de corrección por ionización, donde se asume una cierta contribución de los iones a partir de la

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5 1.1. REGIONES H II

Figura 1.4: Niveles de energ´ıa: [O III] y [N II] (izquierda). Cocientes de intensidad como funci´on de la temperatura electr´onica (derecha). Imagen de Osterbrock & Ferland (2006).

similitud de los potenciales de ionización. Las abundancias, pueden ser derivadas aplicando el método directo que requiere medidas de temperatura electrónica (ver sección 3.3.1 del cap´ıtulo 3). Por lo general, para algunas regiones H II no es posible determinar temperatura electrónica, debido a que las l´ıneas aurorales, por ejemplo

[O III] λ4363 y [N II] λ5755, son muy d´ebiles para ser detectadas. Para solucionar

este problema se recurre a métodos emp´ıricos para determinar abundancias qu´ımi-cas. En la siguiente sección se discute sobre algunos de los diferentes métodos para determinar abundancias de ox´ıgeno y nitrógeno.

Otra forma de determinar abundancias qu´ımicas es por medio de las l´ıneas de recombinación. Las l´ıneas de recombinación de elementos pesados son muy débiles para ser detectadas en muchas regiones H II, pero cuando se miden se pueden usar para determinar abundancias de diferentes iones. Las abundancias derivadas con l´ıneas de recombinación son alrededor de un factor dos más altas que las derivadas con l´ıneas de excitación colisional (Peimbert et al., 2005). Esto puede deberse a que las l´ıneas de excitación colisional tienen una fuerte dependencia con la temperatura (Peimbert et al., 2004), en cambio las l´ıneas de recombinación son casi independientes de la temperatura. Otras posibles explicaciónes son: las inclusiones ricas en metales dentro de las nebulosas (Tsamis & Péquignot, 2005 y Stasińska et al., 2007) y errores en los coeficientes de recombinación o fluorescencia (Rodr´ıguez & Garc´ıa-Rojas, 2010 y Escalante et al., 2012). En este trabajo no derivamos abundancias por medio de l´ıneas de recombinación porque no fue posible medirlas

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1.2. M´

etodos para determinar metalicidad

Cuando no se tienen medidas de temperatura electr´onica es com´un utilizar

méto-dos emp´ıricos para derivar abundancias qu´ımicas. Este tipo de métométo-dos utiliza la medida de intensidades de l´ıneas en emisión fuertes que son facilmente visibles en el

espectro. Pagel et al. (1979) introdujeron el par´ametro R23 para determinar la

abun-dancia de ox´ıgeno, que se define como R23 =([O II] λλ3727, 3729 + [O III] λλ4959,

5007)/ Hβ. Diferentes autores han tratado de calibrar el par´ametro R23 con base a

datos observacionales y a modelos de fotoionización. Pilyugin (2001) utilizando una muestra de regiones H II de galaxias irregulares enanas con medidas de temperatura electrónica recalibró el método de Pagel et al. (1979) incluyendo el parámetro de

excitaci´on P; que se define como P = [O III]λλ4959, 5007/([O II]λλ3727, 3729 + [O

III] λλ4959, 5007). Esta nueva calibraci´on fue llamada m´etodo P y solo es aplicable

para regiones H II de alta metalicidad. Posteriormente, Pilyugin & Thuan (2005)

utilizaron los par´ametros R23 y P para derivar abundancias de ox´ıgeno, utilizando

una muestra ampliada de regiones H II de galaxias espirales y enanas. Esta nueva ca-libraci´on incluye derivaci´on de abundancias para regiones de baja y alta metalicidad.

Es bien conocido que el par´ametro R23 presenta dos ramas de metalicidad separadas

por una zona de transici´on. Para poder solucionar este problema, se utilizan cocientes de otras l´ıneas, por ejemplo, [N II]λ6584/[O II]λ3727 y [N II]λ6584/Hα. Uno de los

argumentos para seleccionar esta l´ınea, [N II]λ6584, es que la raz´on N/O incrementa

al aumentar la abundancia de ox´ıgeno, al menos para regiones de alta metalicidad. Pero la dependencia con el parámetro de ionización podr´ıa afectar el funcionamiento de estos cocientes y la gran dispersión que existe en el cociente de N/O con respecto a la abundancia de ox´ıgeno.

Otro de los métodos propuesto por Pilyugin et al. (2012) es el llamado método C (del inglés, Counterpart), calibrado con una muestra grande de regiones H II con al menos una medida de la temperatura. Este método presenta una forma distinta de derivar abundancias de ox´ıgeno y nitrógeno que los métodos anteriores y evade el problema de las dos ramas de metalicidad. La idea es utilizar las intensidades de [O III], [N II], [S II], [O II] con respecto a Hβde una región H II y buscar su equivalente en una muestra de regiones H II seleccionada por ciertos criterios. Pilyugin et al. (2012) consideran que regiones H II con similar intensidad en las l´ıneas de emisión tienen propiedades f´ısicas y qu´ımicas similares. La validez de este método debe ser explorado, en este trabajo presentamos algunos resultados obtenidos para nuestros datos. Otros métodos muy usados para derivar abundancias son los propuestos por Kewley & Dopita (2002) y Kobulnicky & Kewley (2004) que se basan en modelos de fotoionización para derivar abundancias de ox´ıgeno. Kewley & Dopita (2002) utiliza

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7 1.3. LA GALAXIA M81

una combinación de modelos de fotoionización y s´ıntesis de poblaciones estelares para desarrollar una calibración con base a l´ıneas en emisión fuertes , utilizando el

parámetro R23 y parámetro de ionización U = q/c, donde q es el flujo de fotones

ionizantes por unidad de área sobre la densidad de átomos de hidrógeno y c es la

velocidad de la luz. La precisi´on de este m´etodo es _∼ 0.1 dex y utiliza los cocientes

de [N II], [O II], [O III], [S II], [S III] y las l´ıneas de Balmer. Kobulnicky & Kewley

(2004) presenta un esquema iterativo para derivar el par´ametro q y la abundancia

de ox´ıgeno usando solo las l´ıneas de [O III], [O II] y Hβ. La precisi´on de este m´etodo

es _∼ 0.15 dex. Las abundancias de ox´ıgeno derivadas por modelos de fotoionizaci´on

son muy cercanas a las derivadas por l´ıneas de recombinación que son un factor dos más altas que las derivadas por l´ıneas de excitación colisional.

1.3. La Galaxia M81

M81 tambi´en llamada NGC 3031 es una galaxia Sab (De Vaucouleurs et al., 1991)

con brazos espirales bien definidos a una distancia de 3.63 ± 0.34 Mpc (Freedman

et al., 2001) de la V´ıa L´actea, con un tama˜no de 27_×14 minutos de arco. Tiene una

masa estelar de 2.6_×1011_M

⊙(Appleton et al., 1981). La figura 1.5 muestra la galaxia

M81, compuesta por tres im´agenes en el infrarrojo a 24, 8 y 3.6 micras, observada con el telescopio Spitzer

1.3.1. Gradiente de metalicidad

Los gradientes de metalicidades por regiones H II nos dan pistas de como ha sido la evoluci´on qu´ımica de las galaxias. Diferentes trabajos han derivado el gradiente de metalicidad de M81. Stanghellini et al. (2010) usaron observaciones de nebulosas planetarias y regiones H II. La muestra total de Stanghellini et al. (2010) cuenta con 39 nebulosas planetarias y 33 regiones H II. El gradiente de metalicidad con

respecto al radio galactoc´entrico (RG) derivado por Stanghellini et al. (2010)

consi-derando la muestra de regiones H II e incluyendo la muestra de Garnett & Shields

(1987) es ∆(log(O/H))/∆RG =−0.093±0.02dex kpc−1, cubriendo distancias

galac-tocéntricas entre 3 y 17 kpc. Posterioremente, Patterson et al. (2012) con una muestra de regiones H II más amplia en un rango de distancias galactocéntricas de 3 a 34 kpc derivaron abundancias qu´ımicas usando diferentes calibraciones de metalicidad, incluyendo métodos emp´ıricos como el de Pilyugin & Thuan (2005) y basados en mo-delos de fotoionización. Para solo siete regiones H II de la muestra de Patterson et al. (2012) fue posible derivar abundancias qu´ımicas por el método directo. El valor de

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Figura 1.5: Imagen de M81 compuesta de tres imágenes en el infrarrojo a 24, 8 y 3.6 micras. Observada con el telescopio Spitzer. Tamaño en el cielo 23.5_×17.9 minutos de arco. Créditos: NASA/JPL-Caltech/K. Gordon (University of Arizona) & S. Willner (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics), N.A. Sharp (NOAO/AURA/NSF).

-0.020±0.006dex kpc−1_{. Esta pendiente es ligeramente m´as plana que la derivada por}

Stanghellini et al. (2010). Mencionaremos más detalle del gradiente de metalicidad en la sección 4.3. En este trabajo presentamos una nueva derivación del gradiente de metalicidad de M81, utilizando espectros de GTC para una muestra de 49 regiones H II y agregando las muestras de Stanghellini et al. (2010) y Patterson et al. (2012).

1.4. Objetivo y estructura de este trabajo

Utilizando observaciones espectrosc´opicas del Gran Telescopio Canarias (GTC) para M81 analizaremos propiedades f´ısicas y qu´ımicas de regiones H II. Las

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abun-9 1.4. OBJETIVO Y ESTRUCTURA DE ESTE TRABAJO

dancias qu´ımicas serán derivadas por el método P de Pilyugin & Thuan (2005) y el método C recientemente publicado por Pilyugin et al. (2012) que se basa en un criterio ligeramente diferente. Aplicaremos el método directo para derivar abundan-cias qu´ımicas para las regiones que tengan disponibles temperatura electrónica. Para un mayor análisis ampliaremos la muestra de regiones H II que tengan disponibles

medidas de Te[O III] y Te[N II]. Realizaremos una comparaci´on entre los m´etodos P

y C analizando las diferencias con las abundancias derivadas por el m´etodo directo. Discutiremos las relaciones entre temperaturas; Te[O III] y Te[N II]. Por ´ultimo,

de-terminaremos el gradiente de metalicidad de M81 incluyendo muestras de regiones H II de los trabajos de Stanghellini et al. (2010) y Patterson et al. (2012).

(22)

(23)

Cap´ıtulo 2

Observaciones y reducci´

on de

datos

2.1. Observaciones

Las observaciones se realizaron con el espectr´ografo de rendija larga del instru-mento OSIRIS del Gran Telescopio Canarias (GTC) de 10.4 m. Se utilizaron cinco posiciones de rendija con un ancho de 1 segundo de arco y largo 8 minutos de

ar-co. Los espectros cubren un intervalo espectral de 3630 a 7500 ˚A a una resoluci´on

espectral de _∼ 7 ˚A. Cada p´ıxel en direcci´on espectral corresponde a 1 ˚A y en

direc-ci´on espacial 0.25 segundos de arco. Las observaciones fueron realizadas centradas en

c´umulos estelares compactos (Mayya et al., 2011); la figura 2.1 muestra las posiciones

de las rendijas colocadas en la imagen de GALEX (Galaxy evolution explorer) de M81, la longitud de la rendija abarca radios galactoc´entricos entre 6 y 9 kpc. Los

cuadrados representan la posici´on de los c´umulos estelares observados. La muestra

total de regiones H II proviene del gas alrededor de los c´umulos y del gas ionizado

que se encuentre a lo largo de la rendija. En la tabla 2.1 se muestra el nombre de los

c´umulos identificados en el trabajo de Santiago-Cort´es et al. (2010), las coordenadas,

tiempo de exposición y ángulo de posición para cada rendija.

2.2. Reducci´

on de datos

Antes de comenzar a utilizar los espectros observados es necesario corregir por los efectos instrumentales. Este procedimiento se realiz´o utilizando IRAF con las tareas apropiadas para la reducci´on de espectros en dos dimensiones (2D). Se

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Tabla 2.1: Nombre, coordenadas y tiempo de exposici´on de los c´umulos estelares observados.

Rendija C´umulo1 _{R.A.(J2000) Dec.(J2000) Tiempo de observaci´on AP}2

(h:m:s) (◦ ’ ”) horas (◦)

P1 R04B15612 09:54:42.40 +69:03:39.0 2 horas 99

P2 F05B6107 09:54:54.10 +69.10:23.1 2 horas 84

P3 R03B16992 09:55:16.70 +69:08:55.4 2 horas 147

P4 R03B22190 09:55:18.53 +69.08:29.0 2 horas 165

P5 R10B10678 09:56:50.00 +69.03:44.0 2 horas 143

1_{El nombre como son identificados los c´}_{umulos estelares compactos en el cat´alogo}

de Santiago-Cort´es et al. (2010). 2 _{Angulo de posici´on de la rendija.}_´

Figura 2.1: Imagen de GALEX de M81. Posición de las rendijas P1, P2, P3, P4 y P5. Los cuadrados representan la posición de los cúmulos estelares.

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13 2.2. REDUCCI ´ON DE DATOS

gió por bias, combinando 10 imágenes a tiempo de exposición cero; la imagen final se restó a los espectros 2D. Para eliminar las variaciones de eficiencia que existen p´ıxel a p´ıxel se realizó la correción por campos planos e iluminación. Posteriormente, se realiza la calibración en longitud de onda. Para este proceso utilizamos la lámpa-ra de compalámpa-ración de HgAr + Ne. Identificamos con un espectro de referencia las l´ıneas espectrales del espectro de la lámpara de comparación, utilizamos las tareas

IDENTIFY y REIDENTIFY para realizar este proceso. Las ´ultimas dos tareas que

aplicamos para calibrar en longitud de onda es FITCOORDS, para ajustar las coor-denadas de longitud de onda a p´ıxeles, y la tarea TRANSFORMS para convertir las

imágenes a longitud de onda. La resta del cielo se realizó tomando pequeñas muestras

Dirección espectral

Di

recci

ón

es

pa

ci

al

[S II] Hα [O III]Hβ

[N II]

Cielo Cielo

a)

b)

Figura 2.2: Espectros en dos dimensiones, a) espectro calibrado en longitud de onda y con resta de cielo. b) Espectro sin calibrar en longitud de onda y sin resta de cielo.

en el espectro 2D donde no hay emisi´on del objeto. La figura 2.2 muestra el espec-tro en dos dimensiones. Se muestra en la imagen de arriba, el especespec-tro calibrado en longitud de onda y con resta de cielo y en la imagen de abajo el espectro sin resta

(26)

de cielo. Para la calibración en flujo se utilizó la estrella estandar Feige34. Usamos el espectro unidimensional (1D) de la estrella para crear una tabla de datos de IRAF donde viene el flujo de la estrella estandar (erg cm−2 _s−1 _˚_A−1_{). Esto se realizó} uti-lizando la tarea STANDARD y de los datos de salida de esta tarea determinamos la función de sensibilidad como función de la longitud de onda y la extinción, utili-zando la tarea SENSFUNC. La figura 2.3 muestra el espectro unidimensional de la

estrella estandar. La curva de extinci´on utilizada es de La Palma. Por ´ultimo,

apli-camos la función de sensibilidad a los espectros bidimensionales utilizando la tarea CALIBRATE. Después de todo este procedimiento, los espectros 2D pueden ser uti-lizados. En este trabajo realizamos el análisis de los espectros 2D cuando ya hab´ıan sido calibrados en flujo y longitud de onda.

Longitud de onda

lo

g

fluj

o

Figura 2.3: Espectro de la estrella est´andar de calibraci´on, Feige34. λ [˚A] y flujo [erg cm−2 _s−1

˚ A−1_].

La c´amara OSIRIS utiliza dos CCD: cada CCD registra espectros de 4 minutos de arco. Los espectros 2D registrados en el CCD 2 forman una curva en la parte azul del

espectro como se muestra en la figura 2.5. La l´ınea afectada es [O II] λ3727. Como el

flujo medido de la l´ınea [O II] λ3727 est´a en funci´on de las magnitudes aplicadas por

la funci´on de sensibilidad (S = 2.5log[(cuentas/seg/˚A)/(erg/seg/cm2_/˚_{A)]), el flujo}

de la l´ınea no ser´a el correcto cuando se desplaza hacia la parte azul del espectro. Por ejemplo, si la curvatura que presenta el espectro desplaza la l´ınea 5 ˚A, la funci´on

de sensibilidad se aplica a la longitud de onda [O II]λ3722 y el flujo para est´a l´ınea

(27)

15 2.2. REDUCCI ´ON DE DATOS

Sens

ibi

lid

ad

σ

λ [Å]

Figura 2.4: Funci´on de sensibilidad, S = 2.5log[(cuentas/seg/˚A)/(erg/seg/cm2_/˚_A)].

por este efecto utilizamos la ecuaci´on 2.1, donde SD es la funci´on de sensibilidad que

se aplicó a las l´ınea de emisión desplazada, SR es la función de sensibilidad que se

aplic´o a la l´ınea [O II] λ3727, fλD es el flujo que se mide de la l´ınea desplazada y fλR

es el flujo corregido por el efecto de la curva. Solo tres espectros 2D presentaron este efecto, los cuales fueron corregidos usando procedimiento mencionado anteriormente.

fλR = 10(SD−SR)/2.5fλD. (2.1)

(28)

2.3. Identificaci´

on de regiones H II

La muestra de regiones H II fue extra´ıda de espectros bidimensionales (2D) de

GTC, principalmente en zonas alrededor de c´umulos estelares compactos y de zonas

de gas ionizado que se encuentran a lo largo de la rendija. Para identificar estas regiones H II, se localizó la posición del cúmulo estelar en imágenes directas del GTC,

midiendo en p´ıxeles la posición del cúmulo estelar. Posteriormente, se localizó el

cúmulo estelar en el espectro 2D y se tomó como referencia para extracción del

espectro 1D de cada una de las regiones H II de la muestra. Colocamos aperturas

de diferentes tama˜nos en las regiones H II identificadas. El tama˜no de las aperturas

var´ıa en un rango de 4 a 10 p´ıxeles. En la figura 2.6 se muestra el espectro 2D y la posición de las aperturas en cada región de emisión, en este caso la apertura N1

está centrada en el cúmulo estelar compacto R03B16992 con un tamaño de 8 p´ıxeles.

Figura 2.6: Espectro 2D donde se muestra la posición de cada una de las aperturas. La apertura N1 representa la posición del cúmulo R03B16992. Emisión de las l´ıneas Hαy [N II]λλ6548,6584.

(29)

17 2.3. IDENTIFICACI ´ON DE REGIONES H II

dirección espacial cuidando que la apertura cubra la parte más intensa de la región y evitando que sea muy grande debido a que pudiera verse afectada por ruido. En

la figura 2.7 se muestra el perfil espacial en Hα en emisi´on de cada regi´on y las

aperturas que son representadas en la figura 2.6.

Flujo

(

erg cm

-2 s

-1 Å

-1)

Pixeles

Figura 2.7: Corte en Hαdonde se muestra la posici´on de las aperturas colocadas en el espectro 2D de la figura 2.6.

Utilizando im´agenes de HST en la banda F606W la cual incluye la l´ınea de Hα,

calculamos la posición de cada una de las aperturas que representan las regiones de emisión identificadas en el espectro 2D. La figura 2.8 muestra la posición de las

regiones H II y el tama˜no de las aperturas colocadas en la imagen en banda F606W,

además, la distancia en segundos de arco de cada región con respecto al cúmulo

estelar. Este procedimiento se realizó para cada uno de los objetos observados. En el apéndice se encuentran cada uno de los espectros 2D e imágenes de HST donde se muestran la posición de cada una de las regiones H II de la muestra.

(30)

Figura 2.8: Imagen en banda F606W de HST alrededor del cúmulo R03B16992 (N1). Se muestran las posiciones de las aperturas colocadas en el espectro 2D, as´ı como la distancia en segundos de arco de cada una de las regiones H II con respecto al cúmulo estelar. Se puede apreciar la nebulosa alrededor del cúmulo por la emisión en Hαque contribuye al filtro F606W.

2.4. Extracci´

on de espectros

Al tener definido el tamaño de las aperturas y la posición de cada región H II

procedemos a realizar la extracci´on del espectro unidimensional (1D). Este proceso se realiza mediante la tarea APALL de IRAF. Comenzamos a extraer el espectro del

c´umulo, para posteriormente tomar el continuo del c´umulo como referencia y extraer

los espectros del resto de las regiones H II que carecen de un continuo detectable. A

este continuo estelar colocamos una apertura de 4 p´ıxeles de tama˜no. Para regiones

H II que se encuentren a una mayor distancia del c´umulo, se busca otro continuo

estelar del mismo tama˜no. La tarea APALL ajusta un polinomio al continuo estelar

que hemos elegido, posteriormente, realizamos un corte espacial en Hα(figura 2.7) y

colocamos las aperturas con los tama˜nos correspondientes seleccionados en el espectro

2D de la figura 2.6. Los espectros obtenidos para la rendija P3 se muestran en las figuras 2.9, 2.10, 2.11, 2.12.

(31)

19 2.4. EXTRACCI ´ON DE ESPECTROS

[O II]λ3727

[O III]λ4959

[O III]λ5007

Hδ

Hγ

Hβ

Hα

[N II]λ6548

[N II]λ6584

[S II]λλ6717,6731

WR WR

λ (Angstroms)

Fl

uj

o

(erg

cm

-2 s -1 Å -1)

Fl

uj

o

[erg

cm

-2 s -1Å -1]

λ [Å]

Figura 2.9: Espectros de emisi´on correspondientes a la rendija P3 de las aperturas N1(arriba) y N2 (abajo) de las figuras 2.6, 2.8. El espectro N1 muestra la presencia de estrellas Wolf-Rayet (WR). Para el espectro N2 se muestran las l´ıneas de emisi´on del [S II] λλ6717,6731.

Contamos con una muestra total de 49 espectros 1D de regiones H II en M81 con distancias galactocéntricas entre 6 y 9 kpc. En el apéndice mostramos imágenes en la banda F606W para las regiones de la muestra.

(32)

[O II]λ3727

[O III]λ4959

[O III]λ5007

Hδ Hγ

Hβ

Hα

[N II]λ6548

[N II]λ6584

[S II]λλ6717,6731

λ (Angstroms)

Fl

uj

o

(erg

cm

-2 s -1 Å -1)

[O II]λ3727

[O III]λ4959

[O III]λ5007

Hδ

Hγ

Hβ

Hα

[N II]λ6548

[N II]λ6584

[S II]λλ6717,6731

λ (Angstroms)

Fl

uj

o

(erg

cm

-2 s -1 Å -1)

Figura 2.10: Espectros de emisi´on correspondientes a la rendija P3 de las aperturas N3 (arriba) y N4 (abajo) de las figuras 2.6, 2.8.

(33)

21 2.4. EXTRACCI ´ON DE ESPECTROS

[O II]λ3727

[O III]λ4959

[O III]λ5007

Hδ

Hγ

Hβ

Hα

[N II]λ6548

[N II]λ6584

[S II]λλ6717,6731

λ (Angstroms)

Fl

uj

o

(erg

cm

-2 s -1 Å -1)

[O II]λ3727

[O III]λ4959

[O III]λ5007

Hδ

Hγ

Hβ

Hα

[N II]λ6548

[N II]λ6584

[S II]λλ6717,6731

λ (Angstroms)

Fl

uj

o

(erg

cm

-2 s -1 Å -1)

Figura 2.11: Espectros de emisi´on correspondientes a la rendija P3 de las aperturas N5 (arriba) y N6 (abajo) de las figuras 2.6, 2.8.

(34)

[O II]λ3727

[O III]λ5007

Hδ

Hγ

Hβ

Hα

[S II]λλ6717,6731

[O III]λ4959

[N II]λ6548

[N II]λ6584

λ (Angstroms)

Fl

uj

o

(erg

cm

-2 s -1 Å -1)

[O II]λ3727

[O III]λ5007

Hδ

Hγ

Hβ

Hα

[S II]λλ6717,6731

[O III]λ4959

[N II]λ6548

[N II]λ6584

λ (Angstroms)

Fl

uj

o

(erg

cm

-2 s -1 Å -1)

Figura 2.12: Espectros de emisi´on correspondiente a las aperturas N7(arriba) y N8(abajo) de las figuras 2.6, 2.8.

(35)

23 2.5. MEDICI ´ON DE INTENSIDADES DE L´INEAS

2.5. Medici´

on de intensidades de l´ıneas

Utilizando la tarea SPLOT de IRAF se midió el flujo integrando la intensidad de las l´ıneas, seleccionando a ojo dos posiciones del continuo para aquellas l´ıneas que no esten mezcladas por otras cercanas; además se realizó un ajuste de Gaussianas para

las que s´ı lo esten, por ejemplo, el doblete [S II] λλ6717,6731 (ver figura 2.9). Para

determinar el error estad´ıstico asociado a la emisión del flujo observado se utilizó la expresión de Tresse et al. (1999):

σF =σcD �

2Npix+ EW

D (2.2)

dondeσc es la desviaci´on est´andar de la media por p´ıxel del continuo en cada lado de

la l´ınea, EW es el ancho equivalente, D es la dispersi´on en ˚A pix−1 _{y N}

pixes el n´umero

de p´ıxeles que cubre la l´ınea. El error final de las l´ıneas fue la suma cuadr´atica del error estad´ıstico mencionado anteriormente y del error en la calibraci´on del flujo, que para nuestros espectros corresponde al 4 %.

2.5.1. Correcci´

on por enrojecimiento

Las intensidades de las l´ıneas medidas tienen que ser corregidas por enrojecimien-to. Las l´ıneas observadas han sido corregidas por extinci´on a partir del decremento

Balmer, usando la raz´on te´orica Hα/Hβ para el caso B; suponiendo las condiciones

f´ısicas de Te=10000 K y ne=100 cm−3. Se utiliz´o la funci´on de enrojecimiento f(λ),

normalizada a Hβ derivada por Cardelli et al. (1989) donde RV = 3.1. Para corregir

el enrojecimiento de cada l´ınea de emisión, se utilizó la siguiente expresión:

Iλ

IHβ

= Iλobs IHβobs

10c(Hβ)[f(λ)−f(Hβ)] (2.3)

donde Iλ representa la intensidad intr´ınseca de la l´ınea, Iobs la intensidad observada,

c(Hβ) constante de enrojecimiento y f(λ) es la ley de extinci´on.

Cabe mencionar que la ley de extinci´on de Cardelli et al. (1989) est´a normalizada con respecto a la banda V. Por tal motivo, nosotros hemos normalizado con respecto

a Hβ como se muestra a continuaci´on:

fHβ(λ) =

fv(λ) fv(Hβ)

(2.4)

donde fHβ(λ) es la ley de extinci´on normalizada a Hβ, fv(λ) la ley de extinci´on de

(36)

longitud de onda de Hβ. Las intensidades de la l´ıneas son reportadas en el ap´endice, para todos los espectros fue posible medir las l´ıneas necesarias para determinar

abun-dancias qu´ımicas. Para 13 regiones H II se midi´o la l´ınea [N II] λ5755, importante

para determinar temperatura electr´onica. La figura 2.13 muestra el espectro de una

de las regiones H II que fue posible detectar [N II] λ5755.

λ [Å]

Fl

uj

o

[erg

cm

-2 s -1Å -1]

Figura 2.13: Espectro de emisi´on con detecci´on de la l´ınea [N II]λ5755, R04B15612

2.5.2. Contaminaci´

on por gas difuso

El disco de M81 contiene una componente de gas difuso ionizado (Thilker et al., 2002) y esto podr´ıa contaminar el espectro de nuestras regiones H II. Para poder realizar una estimaci´on de la contribuci´on de este gas en las intensidades de las

l´ıneas, hemos realizado extracciones en zonas con emisi´on d´ebil en Hαque podr´ıan ser

representativas de emisión difusa. En la figura 2.14 se muestra la apertura y zona que se tomó como gas difuso en una de las posiciones de la rendija. Se debe tener cuidado de no colocar la apertura cerca de alguna estrella que esté ionizando el gas. Utilizamos la imagen en banda F606W de HST para verificar si la muestra de gas difuso estaba contaminada por alguna estrella que se encontrara cerca. En la figura 2.15 se muestra

(37)

25 2.5. MEDICI ´ON DE INTENSIDADES DE L´INEAS

un acercamiento de la zona donde se extrajo el gas difuso para uno de los espectros 2D, para los dem´as espectros se eligi´o otra zona con las condiciones similares. El

tama˜no de la apertura utilizada para la extracci´on de gas difuso es de 4 p´ıxeles, sin

embargo, como la mayor´ıa de las aperturas que hemos colocado para la extracci´on de

las regiones H II son de diferentes tama˜nos, es necesario escalar el flujo de gas difuso

al tama˜no correspondiente a cada apertura. El espectro de gas difuso se muestra en

la figura 2.15.

Figura 2.14: Espectro 2D donde se muestra la apertura de gas difuso alrededor del c´umulo R03B16992.

Fl

uj

o

[erg

cm

-2 s -1]

λ [Å]

Figura 2.15: Imagen en banda F606W de HST, muestra la región que se tomó de muestra como contribución de gas difuso (izquierda). Espectro de gas difuso (derecha).

Medimos la l´ıneas presentes en el espectro de gas difuso y las comparamos con es-pectros de regiones H II observando el efecto en los cálculos de abundancias qu´ımicas. La contribución del gas difuso no se ha incluido en la medición de las intensidades de l´ıneas ni en la derivación de las propiedades f´ısicas y qu´ımicas del gas. Pero se estimó que el efecto que tiene en nuestros resultados es menor al 2 %.

(38)

(39)

Cap´ıtulo 3

C´

alculo de propiedades f´ısicas y

abundancias qu´ımicas

Calculamos densidad electr´onica Ney temperatura electr´onica Tepara 13 regiones

H II de la muestra que presentaban l´ıneas sensibles a estos dos par´ametros f´ısicos.

Utilizamos diferentes relaciones entre temperaturas para estimar Te[O III] a partir de

la medida de Te[N II]. Las abundancias qu´ımicas se derivaron, para toda la muestra

de 49 regiones incluyendo las 13 regiones H II con medida de temperatura usando diferentes métodos: el método directo (para regiones H II que cuentan con medidas de Te) y métodos emp´ıricos (que utilizan las intensidades de las l´ıneas más intensas).

3.1. Densidad electr´

onica

La densidad electrónica puede ser determinada comparando las intensidades de las l´ıneas de un mismo ión, cuando estas l´ıneas provienen de niveles con energ´ıas de excitación muy parecidas. Si dos niveles de energ´ıa tienen diferentes probabilidades de transición radiativa o desexcitación colisional, las poblaciones relativas de estos dos niveles dependerán de la densidad electrónica del medio, entonces el cociente de las intensidades de las l´ıneas dependerá de la densidad. Por ejemplo, algunos de los

cocientes de l´ıneas utilizados para el intervalo visible son: [S II] λ6717/λ6731 y [O

II] λ3729/λ3726. Para la muestra de regiones H II hemos utilizado el ´unico cociente

disponible, [S II] λ6717/λ6731, para determinar la densidad. Todas las regiones H II

de la muestra presentan Ne<100 cm−3.

(40)

3.2. Temperatura electr´

onica

La temperatura electrónica de una nebulosa puede ser determinada por medio de cocientes entre intensidades de l´ıneas de emisión. Iones como [O III] y [N II] presentan l´ıneas de emisión provenientes de dos niveles con diferente energ´ıa de excitación, por lo cual las poblaciones relativas de estos niveles (y por ende las intensidades de las l´ıneas) tienen una gran dependencia con la temperatura. Para el intervalo visible los principales cocientes utilizados para calcular la temperatura electrónica son: [O III] (λ5007+λ4959)/λ4363 y [N II] (λ6548+λ6583)/λ5755.

Hemos calculado la temperatura electr´onica para 13 regiones H II de la muestra

a partir del cociente de [N II] (λ6548+λ6583)/λ5755. Utilizamos un esquema de

dos zonas de temperaturas, para iones de bajo grado de ionizaci´on (N+_{, S}+_{, O}+₎

utilizamos Te[N II] y para iones de alto grado de ionizaci´on (O++) utilizamos Te[O

III]. Debido a que no fue posible medir la l´ınea auroral [O III] λ4363, utilizamos

diferentes relaciones entre temperaturas para estimar Te[O III], que mencionaremos

en la siguiente secci´on.

3.2.1. Relaciones entre temperaturas

Los modelos de Stasi´nska (1982) sugieren que la temperatura electr´onica de una

regi´on H II crece con la distancia al c´umulo ionizante. A partir de estos modelos,

Campbell et al. (1986) utilizaron la siguiente expresi´on para determinar Te[O II] a

partir de Te[O III] (ver tambi´en Garnett, 1992):

Te[O II] = 0.7 Te[O III] + 3000 K. (3.1)

Más tarde, Pagel et al. (1992) basándose en modelos de Stasińska (1990), sugieren

la siguiente expresi´on:

t−1

2,O = 0.5[t−3,1O+ 0.8] (3.2)

donde t2,O = Te[O II]/104 K y t3,O = Te[O III]/104 K.

Por otro lado, existen relaciones emp´ıricas que se basan en observaciones espec-trosc´opicas con buenas medidas de temperatura en regiones H II. El trabajo realizado

por Pilyugin et al. (2009) se basa en una b´usqueda minuciosa de regiones H II de la

literatura, las cuales fueron elegidas por el siguiente criterio: que las incertidumbres en las medidas de la temperatura electr´onica sean menores al 10 %. Pilyugin et al. (2009) obtienen la siguiente ecuaci´on:

(41)

29 3.2. TEMPERATURA ELECTR ´ONICA

donde, t2,N = Te[N II]/104 K. Esteban et al. (2009) presenta otra relaci´on entre

temperaturas donde utilizan una muestra de regiones H II perteneciente a galaxias espirales, irregulares y compactas azules. La relaci´on entre Te[N II] y Te[O III]

deri-vada por Esteban et al. (2009) es la siguiente:

Te[N II] = 0.71 Te[O III] + 3050 K. (3.4)

Si suponemos que Te[O II] � Te[N II], la ecuaci´on (3.4) es muy similar a las

presentadas por Campbell et al. (1986) (derivada con modelos de fotoionización) y Pilyugin et al. (2009). En la figura 3.1 se observa una comparación con la relación de Campbell et al. (1986) y la derivada por Esteban et al. (2009). Estas relaciones junto con la de Pilyugin et al. (2009) son muy parecidas.

Figura 3.1: Relaci´on entre temperaturas: Te[N II] vs. Te[O III]. Los cuadros rojos representan

la muestra utilizada por Esteban et al. (2009). Los triángulos azules muestran las medidas de regiones H II Galácticas tomadas de Garc´ıa-Rojas et al. (2007). La l´ınea sólida es el ajuste de m´ınimos cuadrados derivado por Esteban et al. (2009). La l´ınea discontinua es el ajuste derivado por Campbell et al. (1986). Figura 2 de Esteban et al. (2009).

Para 13 regiones H II de la muestra fue posible determinar Te[N II]. A partir de

Te[N II] se estim´o Te[O III] por medio de relaciones entre temperaturas presentadas

en las ecuaciones 3.1 y 3.2 suponiendo Te[O II] � Te[N II]. Las relaciones entre

temperaturas de Pilyugin et al. (2009) y Esteban et al. (2009) tambi´en fueron usadas,

pero debido a las peque˜nas diferencias, _∼ 200 K, con respecto a los valores de Te[O

III] derivados con la relaci´on de Campbell et al. (1986) no las reportamos.

La l´ınea [N II] λ5755 puede estar contaminada por recombinaci´on por lo que se

puede llegar a sobreestimar la Te[N II]. Para corregir la contribuci´on por

(42)

IR(λ5754) IHβ

= 3.19 t0.30N 2+

H+. (3.5)

donde t = Te/104 K y 0.5 ≤t ≤2.0. Estimamos de esta manera la contribuci´on por

recombinaci´on que presenta la l´ınea [N II] λ5755, con el fin de verificar si la Te[N II]

es afectada. Como en el intervalo visible no es posible medir la intensidad de l´ıneas de

[N III], no podemos determinar el cociente de abundancias N2+_/H+_{, pero podemos}

obtener una estimaci´on mediante la siguiente relaci´on:

N2+

H+ =

N

H −

N+

H+ (3.6)

El cociente N/H se calcula como log(N/H) = log(N/O) + log(O/H). La ecuaci´on

(3.5) representa la contribuci´on por recombinaci´on que presenta la l´ınea [N II] λ5755.

Restamos este valor a la intensidad [N II] medida para λ5755. Este procedimiento

se realiz´o para las 13 regiones H II en que se midi´o [N II] λ5755. Comparamos la

Te[N II] antes y después de la corrección por recombinación y la diferencia entre

estos valores fue muy peque˜na de ∼ 40 K. Por lo tanto, utilizamos la Te derivada

sin realizar la correcci´on. En la Tabla 3.1 presentamos los valores calculados para

Te[O III] estimados a partir de los valores de Te[N II] usando las relaciones entre

temperaturas de las ecuaciones 3.1 y 3.2. La Te[O III] estimada a partir de la relaci´on

de Pagel et al. (1992) produce sistem´aticamente temperaturas de 1000 a 1500 K m´as bajas que las estimadas por Campbell et al. (1986).

3.3. Abundancias qu´ımicas

Las abundancias qu´ımicas pueden ser derivadas por diferentes métodos, depen-diendo de la información que se tenga del gas ionizado. Derivamos abundancias de ox´ıgeno debido a que tenemos todos sus iones visibles y nitrógeno por que utiliza un esquema sencillo para corregir por los iones no observados. Utilizamos el método directo, basado en medidas de temperatura electrónica y métodos emp´ıricos, basados en la intensidad de l´ıneas en emisión fuertes. No derivamos abundancias para otros metales porque son necesarios factores de corrección por ionización que complican la derivación de abundancias.

3.3.1. M´

etodo directo

El método Te, también llamado método directo, determina abundancias qu´ımicas

(43)

31 3.3. ABUNDANCIAS QU´IMICAS

Tabla 3.1: Temperaturas electr´onicas

Objeto Te[N II] (K) Te[O III] (K)

�

(1) (2)

7 9700+900₋₆₀₀ 9600+1300₋₉₀₀ 7900+1200₋₈₀₀

8 13400+1600₋1100 14900+2300−1600 14400+3700−2600

9 8300+800₋₅₀₀ 7600+1100₋₇₀₀ 6200+900₋₆₀₀

10 8400+900₋₆₀₀ 7700+1300₋₉₀₀ 6300+1000₋₇₀₀

11 9000+900₋600 8600+1300−900 7000+1100−700

17 10000_±200 10000_±300 8300_±300

24 10100±300 10100±400 8500±400

25 10300+500₋400 10400+700−600 8800+700−600

28 9300+800₋₆₀₀ 9000+1100₋₉₀₀ 7400+1000₋₈₀₀

30 10400±300 10600±400 8900±400

32 10900+200₋1000 11300+300−1400 9700+300−1600 35 10600+1700₋₁₀₀₀ 10900+2400₋₁₄₀₀ 9200+2600₋₁₅₀₀ 40 10600+900₋₆₀₀ 10900+1300₋₉₀₀ 9200+1400₋₉₀₀

� Basados en las relaciones entre temperaturas de (1) Campbell et al. (1986) y (2) Pagel et al. (1992).

con la medida de las intensidades de l´ıneas de emisión sensibles a estos parámetros f´ısicos. Sin embargo, existen diferentes factores que pueden llevarnos a diferentes valores de metalicidad para un mismo objeto. Estos factores incluyen: errores en la medición de las intensidades de las l´ıneas, los datos atómicos y la estructura de temperatura que se adopte (Pilyugin & Thuan, 2005). Para determinar abundancias qu´ımicas utilizamos ajustes derivados por Hägele et al. (2008), basados en la tarea IONIC de la paqueteria STSDAS de IRAF la cual se basa en la aproximación de un átomo de cinco niveles en equilibrio estad´ıstico (De Robertis et al., 1987, Shaw &

Dufour, 1995). Adem´as, se utiliz´o un esquema de dos zonas de temperatura: Te[N

II] para los iones de baja grado de ionizaci´on (O+_{, N}+_{) y T}

e[O III] para iones de

alto grado de ionizaci´on (O2+). Las ecuaciones que utilizamos para determinar las

abundancias i´onicas de ox´ıgeno y nitr´ogeno son las siguientes:

12+log(O+/H+) = logI(3727 + 3729)

I(Hβ) +5.992+

1.583

te −

0.681te+log(1+2.3ne) (3.7)

12 + log(O2+/H+) = logI(4959 + 5007)

I(Hβ) + 6.144 +

1.251

te −

(44)

12 + log(N+/H+) = logI(6548 + 6584)

I(Hβ) + 6.273 +

0.894

te −

0.592te (3.9)

donde te es la temperatura electr´onica de cada i´on en unidades de 104 K y ne es

la densidad electr´onica en unidades de 104 _cm−3_{. Podemos ver que las abundancias}

i´onicas dependen fuertemente de la temperatura electr´onica, pero no mucho de la ne.

Ox´ıgeno

En el caso de regiones H II, el ox´ıgeno muestra l´ıneas en sus dos estados de ionización y no hay que aplicar un factor de corrección por iones no observados. Las abundancias iónicas del ox´ıgeno se derivaron de las intensidades de l´ıneas [O

II] λ3727, [O III] λλ(5007+4959), con la temperatura correspondiente para cada

i´on. Posteriormente, la abundancia total de ox´ıgeno fue derivada por medio de la ecuaci´on:

O

H =

O+

H+ +

O2+

H+ (3.10)

En la tabla 3.2 presentamos la abundancia total de ox´ıgeno para las 13 regiones H II con medida de temperatura. Se deriv´o dos veces debido a que hemos calculado la

abundancia i´onica O++ _{utilizando las diferentes estimaciones de T}

e[O III] usadas en

este trabajo. Las diferencias entre abundancias utilizando estas dos estimaci´ones de

Te[O III] pueden llegar hasta 0.24 dex. En el cap´ıtulo 4 se hablar´a con m´as detalle

de estas diferencias y de la comparaci´on con los resultados obtenidos con los dos m´etodos emp´ıricos.

Nitr´

ogeno

La abundancia total de nitr´ogeno la podemos calcular utilizando las l´ıneas [N

II] λλ6548,6584. Esperamos que el nitr´ogeno se encuentre principalmente en los

estados de ionizaci´on, N+ _{y N}++_{, y como en el intervalo visible las l´ıneas de N}++

no son visibles, es necesario el uso de un factor de corrección por ionización. Este factor se utiliza para corregir por las especies iónicas que no han sido observadas.

Para calcular N+_/O+ _{se ha utilizado la T}

e[N II] y se asume que N/O � N+/O+

(Peimbert & Costero, 1967). Los resultados se presentan en la tabla 3.3. En el caso de la abundancia de nitrógeno respecto a hidrógeno se usa la abundancia total de ox´ıgeno derivada previamente. Como esta abundancia se basa en una relación entre temperaturas, mostramos los dos valores obtenidos con las relaciones usadas. En el cap´ıtulo 4 se hablará con más detalle de estos resultados.

(45)

Tabla 3.2: Abundancias totales e i´onicas de ox´ıgeno

Objeto 12+log(O+_/_H+₎ 12+log(O++/H+) 12+log(O/H)

(1) (2) (1) (2)

7 7.73+0₋0..1218 7.97−+00..1421 8.30+0−0..1828 8.17+0−0..1510 8.40+0−0..1522

8 7.29+0₋0..1218 7.47−+00..1217 7.51+0−0..2028 7.69+0−0..1209 7.72+0−0..1319

9 8.22+0₋0..1321 8.13−+00..1727 8.55+0−0..2233 8.48+0−0..1711 8.72+0−0..1523

10 8.21+0₋0..1624 7.99−+00..2231 8.40+0−0..2535 8.41+0−0..1913 8.61+0−0..1623

11 8.11+0₋₀._.14₂₁ 7.28₋+0₀._.18₂₆ 7.66+0₋₀_..20₃₂ 8.17+0₋₀_..₁₉13 8.24+0₋₀._.12₁₈ 17 7.82_±0.04 7.81_±0.04 8.11_±0.06 8.12_±0.03 8.29_±0.04 24 8.05_±0.06 7.58_±0.06 7.85_±0.08 8.18_±0.04 8.26_±0.05 25 8.04+0₋0..0709 7.39−+00..0810 7.65+0−0..1113 8.13+0−0..0806 8.19+0−0..0607

28 8.05+0₋0..1317 7.64−+00..1620 7.98+0−0..2126 8.19+0−0..1410 8.32+0−0..1215

30 7.98_±0.06 7.64_±0.05 7.91_±0.07 8.14_±0.05 8.25_±0.05 32 7.93+0₋0..1626 7.16

+0.17

−0.27 7.38

+0.25

−0.39 8.00

+0.14

−0.03 8.04

+0.14

−0.03

35 8.01+0₋0..1729 7.40−+00..1831 7.66+0−0..2645 8.11+0−0..2414 8.17+0−0..1424

40 8.03+0₋0..1015 6.91−+00..1117 7.16+0−0..1624 8.06+0−0..1410 8.09+0−0..0914

Nota: Te[O III] utilizada para O++fue estimada a partir de relaciones entre Te[N II] - Te[O III] propuestas por: (1) Campbell et al. (1986) y (2) Pagel et al. (1992).

Tabla 3.3: Abundancias de nitr´ogeno y abundancia i´onica de N+_/H+

Object 12+log(N+_/_H+₎ _log(N/O) 12+log(N/H)

(1) (2)

7 7.00+0₋0..0711 −0.73−+00..1916 7.44±0.22 7.67+0−0..2427 8 6.69+0₋₀._.08₁₁ ₋0.60₋+0₀._.19₁₇ 7.09_±0.21 7.11+0₋₀._.23₂₅ 9 7.43+0₋₀._.08₁₃ −0.79₋+0₀._.23₁₉ 7.69±0.25 7.93+0₋₀._.28₃₀ 10 7.45+0₋0..0914 −0.75−+00..2622 7.66±0.29 7.86+0−0..3032 11 7.44+0₋₀._.08₁₃ ₋0.66₋+0₀._.23₁₉ 7.50₋+0₀._.26₂₇ 7.58_±0.26

17 7.13±0.02 −0.69±0.04 7.43±0.05 7.61±0.06

24 7.25±0.03 −0.80±0.07 7.38±0.08 7.46±0.08

25 7.25+0₋₀_..₀₆04 ₋0.79+0₋₀_..10₀₉ 7.33_±0.12 7.39_±0.12 28 7.37+0₋₀._.08₁₀ −0.68₋+0₀._.19₁₇ 7.51±0.22 7.64+0₋₀._.22₂₃

30 7.29±0.03 −0.69±0.07 7.45±0.08 7.55±0.09

32 7.26+0₋₀._.10₁₆ ₋0.67₋+0₀._.11₁₆ 7.33₋+0₀._.18₁₇ 7.37_±0.17 35 7.23+0₋₀._.10₁₈ −0.78₋+0₀._.31₂₅ 7.33±0.34 7.39+0₋₀._.34₃₅ 40 7.31+0₋0..0906 −0.72+0−0..1416 7.34+0−0..2019 7.36+0−0..1920 Nota: T[O III] utilizada para O++_{fue estimada a partir de relaciones propuestas por: (1)} Campbell et al. (1986) y (2) Pagel et al. (1992).

(46)

3.3.2. Calibraciones emp´ıricas

En la mayor´ıa de los casos la l´ınea auroral [O III]λ4363 u otras l´ıneas aurorales

usadas para determinar Te, son muy d´ebiles para ser detectadas. Por tal motivo, es

com´un recurrir a m´etodos emp´ıricos para determinar abundancias qu´ımicas. Estos

métodos se basan en las intensidades de algunas l´ıneas de emisión fuertes y se calibran usando modelos de fotoionización o datos observacionales. Uno de los métodos más utilizados es el método P (Pilyugin & Thuan, 2005), el cual está calibrado por medio de observaciones de regiones H II. Otro de los métodos que aplicamos es el método C (Pilyugin et al., 2012), recientemente publicado, que se basa en otro enfoque para determinar abundancias de ox´ıgeno y nitrógeno, y usa también observaciones de regiones H II donde se miden temperaturas electrónicas. La comparación entre estos dos métodos y las diferencias que presentan frente a la abundancia derivada por el método directo se discutirán en el cap´ıtulo siguiente.

M´

etodo P

Los primeros en proponer una relaci´on directa entre las intensidades de algunas l´ıneas de emisi´on y las abundancias qu´ımicas fueron Jensen et al. (1976), quienes

usaron el llamado par´ametro R3, el cual solamente consideraba las intensidades de

las l´ıneas [O III]λλ4959,5007. Pagel et al. (1979) incluyeron la l´ınea de [O II]λ3727,

construyendo el par´ametro conocido como R23:

R23=

[O II]λλ3727,3729 + [O III]λλ4959,5007

Hβ . (3.11)

Como la intensidad de las l´ıneas de ox´ıgeno no incrementa monot´onicamente con

la metalicidad, el R23 es bivaluado, es decir, un mismo valor del cociente R23 puede

deberse a dos valores en metalicidad. La relaci´on entre la abundancia de ox´ıgeno

y R23 presenta entonces dos ramas: la rama superior representa alta metalicidad y

la rama inferior baja metalicidad. Pilyugin & Thuan (2005) adoptan los siguientes valores: 12 + log(O/ H) = 8.25 como la frontera entre la rama superior y la zona de transici´on y 12 + log(O/H) = 8.00 como la frontera entre la zona de transici´on y la

rama inferior. La figura 3.2 muestra la abundancia de ox´ıgeno frente al par´ametro R23

y diferentes curvas que representan diferentes valores del parámetro de excitación. Diferentes autores han mejorado la calibración de Pagel et al. (1979) recurriendo a modelos de fotoionización que cubren un amplio rango de escenarios posibles, inclu-yendo: historias de formación estelar, atmósferas estelares y densidades electrónicas (ver, por ejemplo, Kewley & Ellison, 2008). Por otro lado, también se utilizan

(47)

Figura 3.2: 12 + log(O/H) frente a R23, las curvas representan los diferentes valores del par´ametro

de excitaci´on. La rama superior corresponde a alta metalicidad y la rama inferior a baja metalicidad. Los diferentes s´ımbolos representan datos observacionales. Figura 12 de Pilyugin & Thuan (2005).

Pilyugin (2000) encontr´o que las calibraciones previas basadas en R23 ten´ıan errores

sistemáticos, los cuales depend´ıan de la dureza de la radiación ionizante; entonces sugirió el uso del parámetro P, que se define de la siguiente manera:

P = [O III]λλ4959,5007

[O II]λλ3727,3729 + [O III]λλ4959,5007. (3.12)

P representa la dureza de la radiación ionizante y el método que usa este parámetro, hoy en d´ıa, es conocido como el método P. Posteriormente, Pilyugin & Thuan (2005) presentaron una nueva revisión de la calibración del método P, incluyendo más

re-giones H II de galaxias espirales e irregulares que contaban con medidas de Te. La

recalibración del método basado en R23 y el parámetro P para la rama superior e

(48)

12 + log(O/H)inferior=

R23+ 106.4 + 106.8P−3.40P2 17.72 + 6.60P + 6.95P2₋₀_._302R

23

(3.13)

12 + log(O/H)superior =

R23+ 726.1 + 842.2P + 337.5P2 85.96 + 82.76P + 43.98P2_{+ 1}_._793R

23

(3.14)

Se han propuesto diferentes cocientes de l´ıneas para discriminar entre la rama

superior e inferior de R23. Contini et al. (2002) utiliza las siguientes relaciones para

romper la degeneraci´on que existe en R23:

Rama superior:

log �

[N II] [O II]

�

>₋1.05 y log �

[N II]

Hα

�

>₋1 (3.15)

Rama inferior:

log �

[N II] [O II]

�

<₋0.8 y log �

[N II]

Hα

�

<₋1. (3.16)

Kewley & Ellison (2008) utilizan el cociente de [N II] λ6584/[O II] λ3727 con

diferentes l´ımites que separan la rama superior e inferior: log([N II]/[O II])� −1.2

corresponde a la rama superior y log([N II]/[O II])� ₋1.2 rama inferior. En el caso

del cociente [N II] λ6584/Hα la separaci´on entre las ramas usada por estos autores

ocurre en−1.3<log([N II]/Hα)�−1.1. Los l´ımites propuestos por Kewley & Ellison (2008) fueron derivados utilizando una muestra de galaxias de SDSS (pos sus siglas en ingl´es, Sloan Digital Sky Survey), incluyendo una muestra de galaxias compactas azules y galaxias de baja metalicidad de otros trabajos.

En este trabajo utilizamos los cocientes [N II]λ6584/[O II]λ3727 y [N II]/Hαcon

los l´ımites empleados por Kewley & Ellison (2008) para la muestra de 49 regiones H II. Las abundancias fueron derivadas utilizando la ecuación 3.14. En la tabla 3.4 pre-sentamos las abundancias de ox´ıgeno derivadas por medio del método P, las regiones marcadas con asteriscos presentan abundancias bajas, y menores a las correspon-dientes a la rama superior (figura 3.2). Esto puede deberse a que estas regiones H II cubren un rango de valores diferentes al utilizado para derivar el método P. El error en la abundancia de ox´ıgeno fue calculado sumando cuadráticamente el error en la intensidades de las l´ıneas y el error del método (0.1 dex).

(49)

M´

etodo C

Pilyugin et al. (2012) sugieren un nuevo método emp´ırico nombrado método C (por su nombre en inglés, Counterpart) o método del equivalente, basado en la idea de que regiones H II con intensidades de l´ıneas fuertes parecidas tienen composición qu´ımica parecida. Este nuevo método utiliza las intensidades de var´ıas l´ıneas de emi-sión para derivar abundancias de ox´ıgeno y nitrógeno. La calibración de este método se basa en una muestra de regiones H II de galaxias espirales e irregulares con abun-dancias derivadas por el método directo y con medida de al menos una temperatura de los iones [O III], [N II] o [S III]. La muestra total incluye 714 espectros con las caracter´ısticas anteriormente mencionadas. Para tener una muestra homogénea Pil-yugin et al. (2012) derivaron propiedades f´ısicas y qu´ımicas para la muestra total de regiones H II. Las abundancias fueron derivadas suponiendo un esquema de dos

zonas de temperatura y utilizando relaciones entre temperaturas; Te[N II] se utiliza

para estimar Te[O III] y viceversa por la relaci´on de Campbell et al. (1986) y con

Te[S III] el valor de Te[O III] se estima con la relaci´on derivada por Garnett (1992):

Te[O III] = 8300 T[S III] + 1700. Cuando hay dos o tres medidas de temperatura

electr´onica derivan dos o tres valores de abundancias de ox´ıgeno y nitr´ogeno.

Para seleccionar la muestra de referencia que servirá como equivalente para de-rivar abundancias qu´ımicas de una región H II, realizan un procedimiento iterativo donde comparan las diferencias de las abundancias derivadas por el método directo y las derivadas por el método C, utilizando la siguiente ecuación:

Y = a0+ a1log(R3) + a2P + a3log(N2/R2) + a4log(S2/R2) (3.17)

donde Y = 12 + log(O/H) o Y = 12+log(N/H), R2=[O II] λλ3726,3729/Hβ, R3 =

[O III] λλ4959,5007/Hβ, S2 = [S II] λλ6717,6731, N2 =[N II]λλ6548,6584 y P es el

parámetro de excitación. Calculan las diferencias entre el método directo y lo que se

obtiene con el ajuste y se quedan con aquellas regiones donde las diferencias sean _≤

0.1 dex. Para el caso de las regiones H II en que se derivan dos o tres abundancias se

elige la abundancia con las diferencias más pequeñas entre el método C y el método

Directo. La muestra total de regiones H II de referencia consta de 414 regiones H II. El método C para derivar abundancias de ox´ıgeno y nitrógeno funciona de la siguiente manera: se tiene una región H II y una muestra de referencia de regiones H II. Entonces se comparan las intensidades de l´ıneas correspondientes a los parámetros: R2, R3, S2 y N2, utilizando la siguiente expresión:

∆Spj = �

1

4((∆log(R3)j)

2_{+ (}_∆_P

j)2+ (∆log(N2/R2)j)2+ (∆log(S2/R2)j)2) �

(50)

donde ∆Spj es la diferencia entre las intensidades de la regi´on H II de referencia y la

regi´on que se est´a estudiando. Cuando se encuentra el m´ınimo de∆Spj ese objeto se

toma como equivalente. Pero intervienen ciertos factores que Pilyugin et al. (2012) comentan pueden afectar a este primer paso. Por ejemplo, que no todos los valores de P, logR3, log(N2/R2) y log(S2/R2) deben tener el mismo peso en la determinaci´on de

abundancias por lo que no necesariamente el objeto con∆Spj m´ınimo es el equivalente

ideal. Por lo tanto, en un segundo paso se utiliza la ecuación 3.17 para realizar un ajuste en un subconjunto de la muestra de referencia donde las abundancias de las regiones H II sean muy cercanas a las del objeto equivalente. Con la ecuación 3.17 se obtienen las abundancias finales de la región H II de interes.

Derivamos abundancias de ox´ıgeno por el método C utilizando un algoritmo pu-blicado en l´ınea en código Fortran por Pilyugin et al. (2012). La tabla 3.4 muestra las abundancias de ox´ıgeno derivadas por el método C (columna 6) y en la tabla 3.5 muestra las abundancias de nitrógeno. Los errores en las abundancias de ox´ıgeno y nitrógeno fueron determinados por Pilyugin et al. (2012) mediante simulaciones de Montecarlo. Pilyugin et al. (2012) propusieron dos casos, el primero cuando las

in-certidumbres en la medida del flujo est´an en el rango de _±10 % y el segundo errores

en flujo en rango de ±20 %. El primer caso mostr´o errores en las abundancias de

ox´ıgeno de hasta 0.1 dex y errores en las abundancias de nitr´ogeno de hasta 0.15 dex. Para el caso dos, los errores llegan a 0.2 dex en la abundancia de ox´ıgeno y 0.25 dex en la de nitr´ogeno.

Para nuestra muestra de 49 regiones H II los errores en los cocientes de intensi-dades que usa el método son menores al 10 % en la mayor´ıa de los casos. Decidimos utilizar errores de 0.1 y 0.15 dex en las abundancias de ox´ıgeno y nitrógeno deriva-das por el método C. Las abundancias de ox´ıgeno y nitrógeno se muestran en las tablas 3.4 y 3.5.