Se ha hecho obsetvaciones de Sh 288, una región HII compacta, desde&nbsp;Λ 3728 hasta&nbsp;Λ 7326 A°. Se ha determinado un valor de la constante C de enrojecimiento interestelar igual a 1.1 ± 0. 1. Se calculó una temperatura de electrones de Te = 8990 K, y una densidad de electrones Ne = 322 cm-3

Faúndez A., Maximiliano

Osorio A., Ana María

Contribuciones Científicas y Tecnológicas

Contribuciones Científicas y Tecnológicas NO 50- Area Física VI - Septiembre de 1981. * temperatura y densidad de electrones en la región HII compacta Sh 288~ Maximiliano Faúndez A. y Ana María Osorio A.** RESUMEN: Se ha hecho obsetvaciones de Sh 288, una región H Il compacta, desde f... 3728 hasta f... 7326 A 0 . Se ha determinado un valor de Ja constante e de enroje-cimiento interestelar igual a 1.1 ± 0. 1. Se calculó una temperatura de electrones de Te = 8990 K, y una densidad de electrones N e= 322 cm-3 . S UMMAR Y: Observations of Sh 288, an H 11 compact region, have been made from f... 3728 to f... 7326 A 0 • The value of the interstellar reddening constant e has been determined to be 1.1 ± 0.1. An electron temperature of Te = 8990 K, and an elec-tron density of Ne = 322 cm- 3 have been determined. Manuscrito revisado y aprobado en forma definitiva en Agosto de 1981. ** Departamento de Física, Facultad de Ciencia, Universidad de Sant iago de Chile, Santiago de Chile. 21 l. INTRODUCCION La región HII designada como Sharpless 288 (Sh 288) del Catálogo de Regiones HII de Sharpless (1959), tiene coordenadas galácticas: Q = 186.4°, b = + 3.2° , y coordenadas ecuatoriales ( 1900) o: = 7 hrs. 3.6 rnin, 5 =- 4°9'. Según el catálogo de Sharpless, es una nebulosa brillante , de forma irregular, con una estructura comprendida entre amorfa y filamentaria. No se sabe de la existencia de una estrella o estrellas asociadas a esta nebulosa (posible-meo te estén ocultas por el gas); tiene un radio angular aparente estimado en cf> = 30" (segundos de arco), lo que implica que es una nebulosa compacta. No existe información espectro-fotométrica de Sh 288, en la literatura. En este trabajo se usaron las observaciones originales hechas en 1973 por I.J. Danziger. Se calculará la temperatu ra y la densidad de electrones con las razones de las líneas [OIII] y [OII] respecti-vamente, y se analizará brevemente la estimación de estos dos parámetros. 2. OBSERVACIONES Las observaciones de Sh 288 fueron hechas por I.J. Danziger en la noche del 9/10 abril de 1973, en el Observatorio Interamericano de Cerro Tololo, con un espectro-fotómetro de dos canales. Todas las mediciones se hicieron sobre la parte central de este objeto, con un diafrag-ma de entrada de 17" x 34" segundos de arco, sin incluir el objeto en su totalidad. La observación del continuo del espectro se hizo en el rango de 3500 a 8100 A 0 , midiéndose 9 puntos del continuo con una rendija de 20 A0 . El fluj o de los puntos del continuo medido, corregidos por extinción atmosférica, están dados en la Tabla 2.1 y repre-sentados en la figura 2 .1 . En dicha tabla, la primera colunma representa el valor recíproco de la longitud de onda en ¡;.- 1 y la segunda columna, el logaritmo en base 10del flujo del continuo Fe· TABLA 2.1. Continuo observado , corregido por extinción atmosférica 1/X (¡..L- 1 ) log Fe (erg cm- 2 seg-1 ) 1.235 - 24.025 1.350 - 24.045 1.440 -24.1 20 1.600 -24.185 1.860 -24.340 2.070 -24.400 2.370 -24.540 2.780 -24.601 2.820 -24.595 Cuando se mide el flujo de una línea de emisión, lo que se mide realmente es el flujo de la línea más el continuo , más la contribución de la estrella central ; análogamente al medir el continuo, lo que se mide es el flujo del continuo más la contribución en Ja estrella central (o estrellas dado el caso). Las líneas de emisión se midieron con rendijas de 20 y 40 Á, dependiendo de la línea observada, con excepción de H o:, que es muy ancha y para la cual se usó una rendija de 80 22 -24 .. - 25 1.0 1.2 1.4 1.6 1.8 2.0 2.2 2.4 2.6 2.8 Figura 2.1. Puntos del continuo medido. Esta figura permite interpolar para la longitud de onda correspondiente a cada línea de emisión el valor respectivo del flujo del continuo, que no se puede medir donde hay líneas de emisión. TABLA 2.2. Elemento X log F2+c corrección log Fe log F2 (O 11] 3728 -23.876 12.635 -24 .670 -11.3 17 He l 3889 -24.459 12.595 - 24.620 - 12.373 Ha 4101 -24.441 12.553 -24.560 - 12.508 H-y 4340 - 24.194 12.503 -24.490 - 11.997 (O III] 4363 -24.484 12.499 - 24.490 -13.848 He 1 4471 -24.453 12.478 -24.700 - 13.391 He II 4686 -24.403 12.438 -24.430 - 13.185 H ~ 4861 - 23.799 12.405 -24.400 - 11.519 (O lii] 5007 - 23.635 12.379 -24.380 -11.342 [O 1] 5577 -24.175 12.286 -24.280 - 12.557 He l 5876 -24.085 12.250 -24 .230 -12.382 (O 1] 6364 - 24.138 12.472 -24.170 -12.815 Ha 6562 -23.229 12.737 - 24.140 -10.S49 He 1 6678 -24.088 12.430 -24.140 - 12.606 [S ll] 6724 -23.878 12.424 - 24.130 - 11.810 He I 7065 -24.029 12.382 -24.090 -12.530 [O 11] 7326 -23.906 12.350 -24.070 - 12.058 Ha está contaminada por el do blete del(N 11) A. Las unidades de los flujos del continuo y de las líneas de emisión son erg cm- 3 seg- 1 La Tabla 2.2., da los valores obtenidos de las líneas de emisión, corregidas por extin-ción atmosférica . En esta tabla, la primera columna representa la identificación del elemento 23 químico que produce la línea; la segunda, la longitud de onda de la línea en A, la tercera columna F 2 +e , la cuarta el logaritmo de la reducción al sistema absoluto, la quinta y sexta columna Fe y el logaritmo del flujo de la línea de emisión, después de eliminar el efecto del continuo y de reducir al sistema absoluto , respectivamente ; donde se ha llamado F 2 +e , al flujo de la línea de emisión más el continuo, más la contribución de la estrella central , y Fe el fluj o del continuo más la contribución de la estrella central. 3. CORRECCION POR EXTINCION INTERESTELAR La extinción interestelar es la pérdida de intensidad, acompañada por un enrojecimien-to de la luz emitida por un cuerpo al pasar a través de la materia interestelar que existe entre el cuerpo y un observador. Para corregir las líneas de emisión de Sh 288, por los efectos del enrojecimiento, se usará la ley de extinción de Whitford ( 1948), ecuación (3. 1). (3.1.) donde Feo es el flujo corregido por extinción interes telar, F0 b es el flujo observado y e es una constante que depende de la cantidad de materia interestelar existente entre nosotros y el objeto que se estudia. Los valo res de f (X) , Burgers ( 195 8), usados en la ecuación (3 .l .), son los tabulados por Osterbrock (1 974) o Kaler (I 976). Antes de hacer la corrección de las líneas de emisión con la ecuación (3.1 .) es necesario determinar la constante e de extinción. Para determinar e, se usa el decremento de Balmer: la razón entre las intensidades de dos líneas de la serie de Balmer del hidrógeno, ecuación (3.2.). Las razones que usaremos en este trabajo estarán todas referidas a la línea H (3 . -~ • 10-e( f(A) - f(H ¡¡) J IH ¡¡ ob (3 .2.) En la ecuación (3.2.) , IA representa la intensidad teórica de la línea que se usará, y IH ¡¡ es también la intensidad teórica de la línea H¡¡ (Brocklehurst, 1971). IAob y IH iJob represen-tan respectivamente la intensidad de las líneas y la intensidad de la línea H(3 observadas. Los decrementos que se calcularon son: Ha/H(3, H-y/H(3, Hó /H(3. Para la intensidad teórica de éstos, se supuso una temperatura de electrones de Te = 104 K y una densidad de electrones de N e = 1 04cm- 3 (ver capítulo V), Brocklehurst ( I 971 ). En la determinación de e sólo se usó el decremento H-y/H¡¡ , ya que la línea Ha está contaminada por la línea de emisión [N 11] de X 6561 A0 , y el flujo Ho está contaminado por la presencia de la línea [N 11] en los 4097 A o. Es interesante aclarar que esta contaminación del nitrógeno, no es muy fuerte para este objeto. Con el decremento H,./H¡¡ se determinó para la constante de enrojecimiento interes-telar un valor de e = 1.1 ± 0.1. Con este valor de e, y la ecuación (3.1) se corrigen todas las líneas de emisión por los efectos de enrojecimiento. En la Tabla 3.1 , la tercera columna contiene los valores del flujo de la línea de emisión corregidos por extinción interestelar, F2*. 24 TABLA 3.1. Elemento r log F2 log FQ * [O 11] 3728 - 11.317 - 9.880 He ! 3889 - 12.373 - 10.983 Ho 4101 - 12 .508 -1 1.1 84 Hr 4340 - 11.997 -10.747 (O III] 4363 - 13.848 - 12.605 He 1 4471 - 13.391 - 12.1 77 He 11 4686 - 13.185 - 12.036 H(J 4681 - 11.519 -10.419 [O III] 5007 -11.342 - 10.28 1 (O 1] 5577 - 12.557 - 11.639 He 1 5876 - 12.382 - 11.530 [O 1] 6364 - 12.815 -12.066 Ha 6562 -10.549 - 9.836 He 1 6678 - 12.606 -11.915 [S 11] 6724 -1 1.810 -11.1 26 He 1 7065 - 12.530 - 11.903 [O II] 7326 - 12.058 - 11.471 F 12 * , flujo corregido por ex tinción interestelar 4. CALCULO DE LA TEMPERATURA Y DENSIDAD DE ELECTRONES Con las líneas de emisión corregidas, por los efectos de la extinción interestelar, tabla 3. 1, se calcula la temperatura de electrones Te, y la densidad de electrones Ne , usando las razones de las líneas de emisión A(5007)/ A( 4363) del lO III], sensitiva principalmente a la temperatura de electrones, ecuación 4.1 y A(3727 + 3729) / 1.(7319 + 7324) del (O 11 ], que es sensitiva a la temperatura y densidad de electrones, ecuación 4.2. 1 (A 5007) l (A 4363) con x = 10-2 Ne/Te 112 7_2 e32970/Te (1 + 0.063x) ( 4.1.) 1 (A 3727) + (A 3729) 1 (A 7319) +(A 73 24) = 5.5 [ 1 + 0.36e + 5.3x (1 + 0.82e)] €[1 + 13.8x(l + 0.38€) + 38.4x2 (1 +0.78e)] (4.2 .) con E = e- l 9600/Te y x = 10-2 Ne/Te 112 estas ecuaciones fueron deducidas por Sea ton (1974) y Aller y Czyzak (1 968), respectiva-mente. El cri terio de cálculo de estos parámetros es el siguiente: en la ecuación 4.1 . se asume una densidad de electrones de Ne = 104 cm-3 , resolviendo entonces esta ecuación, para la incógnita Te (esto es debido a que la ecuación 4 .1 es poco sensible a Ne). Con el valor de Te obtenido por la ec. 4.1 , se calcula la densidad de electrones, usando la ecuación 4.2. Con este valor de N e deducido de 4.2 se vuelve a calcular Te con la ecuación 4 .l. Todo este proceso continúa en forma sucesiva (modo iterativo) hasta que los valores de Te y Ne no sufran ninguna variación. (Para resolver estas ecuaciones, se usó el computador IBM 370 de la Universidad de Santiago de Chile). 25 Los resultados obtenidos con la aplicación de este criterio son: Te 8990 ± lOOk Ne 322 ± 20 cm-3 5. DISCUSION Antes de obtener los resultados de Te y N e, dados en el capítulo IV, se hizo una primera estimación de estos parámetros, para lo cual se consideró en el cálculo del decre-mento de Balmer, una densidad de electrones de 104 cm-3 y una temperatura de electrones de 2 x 104 K. Con la suposición anterior , se determinó una constante de extinción estelar e = 1.32. Usando el mismo criterio de cálculo del cap ítulo IV, los valores que se obtienen de Te y Ne fueron Te = 9200k y Ne = 679cm- 3 . Debido a que el modelo teórico usado en este caso supone un Te = 2 x 104 k , y el resultado obtenido de Te es aproximadamente 10.000 k menor que el supuesto, variamos el modelo, y se calculó el decremento usando para las intensidades teóricas del Hidrógeno una temperatura de 104 k. El resultado de esto está dado en los capítulos Ill y IV. En principio Sh288 se podría clasificar, según el criterio de Mormet (1971), como una región HI! de clase 1: región HU , pequeña , condensada , ionizada por un campo de radiación de estrellas calientes. Formaría parte de Jos objetos de pequeñas dimensiones (1 O" - 30") que tienen densidad de electrones Ne > 3 x 103 cm-3 . Pero la baja densidad de electrones determinada en Sh 288 dificulta esta clasificación . La Tabla 5.1. compara la temperatura y la densidad de elect rones de Sh 288, con otras regiones Hll. Nebulosa IC 434 NGC 7000 NGC 1976 (ORION) M20 (TRIFlD) M8 (LAGOON) Sh 288 M17 (OMEGA) W49 ORION A REFERENOAS l. Awatt ( l 976) 2 . Churchwell ( 1974) 3. en este trabajo TABLA 5.1 . Te (k) OIII < 3500 -8000 8600 - --8300 8990 9000 - 10000 - 10000 Ne (cm- 3 ) Ref. OII 2 2 100-3162 1 100- 200 1 100-1000 1 322 3 1 430 2 2500 2 De esta tabla se puede apreciar que la temperatura y densidad de electrones están dentro de los rangos estimados para una región HII. Debido a las características de Sh288 , como una región HII compacta, y de baja densidad de electrones, analizamos el comportamiento de Jos parámetros Te, Ne, en función del logaritmo de la razón de [OIII ] y logaritmo de Te, respectivamente, figuras 5.1 y 5.2. De la figura 5.1. se puede apreciar que se hizo una buena determinación de Te y Ne, ya que la posición de Sh288 está muy cerca de la línea teórica que ocupan las regiones HII de baja densidad. 26 / 1 1 6000 1 1 1 1 8000 - 1 1 Te( K) Sh 288 1 1 10.000 1- 1 1 1 12.000 1 1 1 figura 5.1. Te en función de la 14.000 1-' razón de lO 111]. La línea conti-1 nua se refiere al límite de baja 1 densidad, N e ~ 104 cm-3 • La lí-) nea punteada representa a una 1 2 3 4 densidad de N e ~ 1 05 cm-3 . ~ 1 (5007~ 1(4363) 1 \ \ \ 1\ 9 \ \ .\' f\. \."8 1 \ \\ -""' 7 1 \ '- s 8 ,\\ :\ \ \ ......... - : 1 r-- - 3 .\ ~ \' \."'-~ 2 ~ ......_ E 7 1 ~ :\ S'\ ~ ~ .............. .. z 0.5 8' 1\\ f\\\ 0; ~ 03 .J .......... 6 \\\ ,'\ ~ r--~ r--0.15 \ \ \""' -~ S \ \ \ \ \ " 0.10 1 4 1 3 0.001 1 0.01 ~ ,V) 0.02 0.04 0.06 0.08 1 3 / 4 5 figura 5.2. Log Ne en función Sh 288 Log Te(KI de log Te, para una razón de I(X43631 [O 111] constante. j 11X5007) = const. 27 La figura 5.2 muestra un muy buen acuerdo de los valores de Ne y Te deducidos el\ este trabajo. La línea punteada, representa la razón teórica del [ OIIIJ, 1 (1\4363)/ 1 (M959) + 1 (A.5007) = 0 .003. La razón constante del [OIII], deducida en este trabajo es de 0.0036. El círculo representa la posición que ocupa Sh288, en el diagrama Jog Ne versus Jog Te . Todo lo anterior muestra un buen acuerdo entre los análisis teóricos y lo deducido a part ir de la observació n de Sh288. Debido a que Sh288 es un objeto compacto, y que ade· más las o bservaciones se hiciero n sobre su parte central , no se registraron los A.57 55 y A.6561 del [Nll] . Las líneas d e [NII] son generalmente débiles y tienden a predominar en la periferia nebular , donde la io nización es b ast ante débil. En resumen, Sh288 es una región H 11 compacta de una temperatura de electrones Te (O Ill) = 8990 K, y de baja densidad de electrones, Ne (O II) = 322 cm- 3 . No se tiene regis-tro o información d e la fuente q ue ioniza esta nebulosa, de modo que la naturaleza d e este objeto aún no es clara. AGRADECIMIENTOS Agradecemos a l Dr. J ohn Danziger , quien nos proporcionara los datos o riginales de Sh288. lo cual contribuye a nues tra estadística de anál isis de regiones H 11. BIBLIOGRA FIA l. ,\ LLFR. L.l l. . CZ YZAK . S.S .. 1968. 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Temperatura y densidad de electrones en la región HII compacta Sh 288

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