NEBULOSAS

Autor: RELAÑO PASTOR MONICA.
Año: 2003.
Universidad: LA LAGUNA .
Centro de lectura: FACULTAD DE FISICA Y MATEMATICAS.
Centro de realización: FACULTAD DE FISICA Y MATEMATICAS.

Resumen: La cinemática interna de las regiones HII presenta muchas dificultades para su estudio. Los detalles de los mecanismos que producen la dispersión de velocidad en sus perfiles espectrales son aun desconocidos. Desde que Terlevich & Melnick (1981) propusieran que las regiones HII son sistemas virializados, han aparecido en la literatura varios intentos de confirmar esta hipótesis, pero nunca con mucho éxito. Han sido propuestos un número determinado de mecanismos que dan lugar a las dispersiones de velocidad supersónicas, pero uno de los principales problemas en verificar cualquiera de ellos ha sido la falta de observaciones con suficiente calidad. En la tesis se presenta un estudio completo de la cinemática interna de las regiones HII. Para ello hemos obtenido observaciones Fabry-Perot en la línea de emisión en Halfa que hemos combinado con catálogos de regiones previamente derivados y extraídos de observaciones en banda estrecha. El campo de velocidad obtenido a partir de datos Fabry-Pérot de NGC 1530 es usado aquí para estudiar los movimientos no-circulares producidos por la barra de esta galaxia. Hemos estudiado los perfiles integrados de la poblacion de regiones HII de tres galaxias espirales: NGC 1530, NGC 3359 y NGC 6951. Los perfiles integrados han sido ajustados con funciones gaussianas. La dispersion de velocidad de la componente central mas intensa de cada perfil se ha representado en un diagrama Luminosidad-dispersión de velocidad. Hemos sido capaces de mostrar que la pendiente de este diagrama es el lugar de las regiones HII en equilibrio del virial, mientras que aquellas regiones situadas sobre la envolvente deben estar afectadas por otros mecanismos de inyección de energia. Hemos estudiado y confirmado la existencia de componentes de alta velocidad y baja intensidad en las componentes de los espectros de emisión observados. Hemos interpretado que estas componentes son producidas por la emisión de una cáscara en expansión que se mueve en el interior de la región HII. Hemos estudiado los requerimientos energéticos de esta cáscara y propuesto mecanismos que explican la formación de las mismas.

Autor: PÉREZ MONTERO ENRIQUE.
Año: 2002.
Universidad: AUTONOMA DE MADRID.
Centro de lectura: CIENCIAS.
Centro de realización: UNIVERSIDAD AUTÓNOMA DE MADRID.

Resumen: Se ha observado y analizado el espectro de una muestra de 12 galaxias HII en la parte que se corresponde a la franja entre los 7000 angstroms y 1 micra. Asimismo se ha acompañado dicha información de las imágenes fotométricas de 9 de los 12 objetos de la muestra a partir de datos encontrados en la bibliografía y que incluyen la imagen en Halfa y en las bandas de lumnosidad en B y R. El análisis de dicha información observacional conduce a la determinación de algunas propiedades físicas de los objetos de la muestra y al diagnóstico completo de las condiciones del gas ionizado por los brotes de formación estelar que se producen en dichas galaxias. El diagnóstico incluye la determinación de las densidades y temperaturas electrónicas, así como de algunas abundancias iónicas. Las relaciones entre las diversas temperaturas de línea medidas han sido analizadas y explicadas mediante la utilización conjunta de diagramas de bandas de diagnóstico y la comparación con secuencia de modelos de fotoionización que cubren las condiciones físicas observadas en las nebulosas. Los modelos de fotoionización individuales con las condiciones observadas han permitido estudiar la estructura interna de ionización, los factores de corrección de ionización para las especies más importantes (oxígeno, nitrógeno y azufre) y un análisis de las propiedades de la población estelar ionizante. Finalmente, en la última parte del trabajo se realiza un exhaustivo análisis de los principales parámetros empíricos de determinación de metalicidades mediante la comparación entre los resultados de secuencias de modelos y una recopilación muy amplia de datos observacionales recogidos en la bibliografía. La principal conclusión de este estudio consiste en que la dispersión asociada a los parámetros basados en las líneas de azufre del infrarrojo cercano es siempre menor.

Autor: FUENTE MARCOS CARLOS DE LA.
Año: 2001.
Universidad: COMPLUTENSE DE MADRID.
Centro de lectura: FÍSICA.
Centro de realización: FACULTAD DE CIENCIAS FÍSICAS DE LA U.C.M.

Resumen: En el escenario estándar de la formación planetaria, los planetesimales (cuerpos de tamaño kilométrico) crecen a partir de granos de polvo, similares a los interestelares, embebidos en un disco gaseoso denominado nebulosa protoplanetaria. Durante esta etapa, los movimientos del gas pueden tener gran influencia en la dinámica y el crecimiento de los granos de polvo, dado que el flujo kepleriano del gas frena el movimiento de los mismos haciendo que caigan hacia el Sol, y la turbulencia inhibe la inestabilidad gravitacional de la capa de polvo. Aunque se acepta que los planetesimales fueron los elementos constituyentes de los planetas, todavía se desconoce cómo se produjo la formación de los mismos. Por esta razón, en los estudios más recientes, existe un renovado interés por comprender mejor la evolución de la capa de polvo inmersa en el disco gaseoso de la Nebulosa. El gas que fluye en el disco puede engendrar estructuras carentes de simetría axial, como por ejemplo ondas espirales y vórtices, a partir de gran variedad de mecanismos de excitación e inestabilidad. En 1995, Barge y Sommeria pusieron de manifiesto que la existencia de vórtices gaseosos persistentes en la nebulosa solar tendría importantes consecuencias sobre la formación de los planetesimales y el posterior crecimiento de los planetas gigantes. La investigación desarrollada en esta Tesis analiza la relacion entre el polvo y el gas debida al acoplamiento por fricción dinámica entre ambos; en concreto, se estudia el efecto del flujo medio del gas sobre la dinámica de las partículas de polvo. El primer objetivo es investigar en profundidad los procesos de captura y crecimiento de los granos de polvo dentro de un vórtice y su posible relevancia en cuánto a la formación de los planetesimales. El segundo objetivo es la exploracion de los efectos de ondas espirales propagándose en el disco gaseoso sobre la dinámica y el crecimiento de las partículas. La presencia de líneas de corriente no circulares perturba significativamente el movimiento de las partículas alrededor del Sol e incrementa su vida media en la Nebulosa.

Autor: RODRIGUEZ FERNANDEZ NEMESIO JOSE.
Año: 2001.
Universidad: COMPLUTENSE DE MADRID.
Centro de lectura: FISICA.
Centro de realización: OBSERVATORIO ASTRONOMICO NACIONAL.

Resumen: Se presenta un estudio de las propiedades fisicas y quimicas del medio interestelar en la región central de la via Lactea. Hemos determinado por vez primera la cantidad de gas caliente en las nubes del centro galáctico gracias a las observaciones de lineas rotacionales puras del hidrógeno molecular (H2) llevadas a cabo con el infrared Space observatory (ISO). La columna de densidad de gas caliente es de 1-2 10 22 cm-2 y en promedio constituye un 30% de la columna de densidad total de gas. La comparación con modelos teóricos indica que el gas podría ser calentado por choques o en regiones de foto-disociación. En dos de las nubes hemos encontrado una razón orto/para de no equilibrio que se interpreta como evidencia de un calentamiento transitorio por efecto de un choque de baja velocidad. Para determinar la estructura del gas caliente a pequeña escala, hemos realizado observaciones de NH3 en la zona sur de SgrB2. Se ha encontrado que la distribución del gas caliente está dominada por burbujas en expansion, probablemente causadas por los vientos de estrellas masivas de tipo Wolf-Rayet. La cantidad de burbujas sugiere la presencia de un cumulo de estrellas masivas. Para profundizar en el estudio de la quimica se ha realizado un estudio comparativo de la emisión de gran escala de SiO y de la linea de Fe a 6.4 Ke V. Ambas emisiones están correlacionadas lo que sugiere que la emisión de Fe 6.4 KeV se origina en las nubes que emiten SiO y que ambas tienen un otigen comun. Tambien se ha estudiado el efecto a largas distacias de los cúmulos del Quintoplete y el Arco. Se ha encontrado que estos cúmulos dominan la ionización del gas y el calentamiento del polvo en una región de mas de 30 pc x 30 pc. Solo se puede explicar el largo alcance de la radiación si el medio es muy inhomogéneo. Una burbuja de polvo caliente existente en esta región coincide con una maximo de emisión de Fe 6.4 keV y probablemente está creada por una explosión de supernova. Por último se discuten las implicaciones de los resultados anteriores en cuanto al origen de la quimica, el calentamiento y la ionización del gas.

Autor: SANCHEZ CONTRERAS CARMEN.
Año: 1999.
Universidad: COMPLUTENSE DE MADRID.
Centro de lectura: FISICA.
Centro de realización: OBSERVATORIO ASTRONOMICO NACIONAL.

Resumen: Esta tesis doctoral trata el problema de la formación y evolución de las nebulosas protoplanetarias(PPNe), objetos que están efectuando la transición entre la Rama Asintótica de las Gigantes (AGB) y la fase de Nebulosa Planetaria(PN). Una parte importante de este trabajo se ha centrado en un objeto particularmente interesante, la PPN OH231.8+4.2. Para esta fuente hemos llevado a cabo un estudio detallado de la dinámica y propiepades físicas y químicas del gas circunestelar de baja y alta excitación. Dicho estudio se ha basado, por un lado, en observaciones de antena única e interferométricas de la emisión de líneas en el rango de las ondas milimétricas de un amplio número de especies moleculares(12 CO,13CO, HCO+, SiO- térmico y máser-,HCN,HNC,SO,SO2,etc). Estas observaciones, seguidas del apropiado análisis teórico,han proporcionado la distribución espacial de la masa, el momento cinético y las abundancias moleculares a lo largo de OH231.8+4.2. Hemos complementado las observacionesde la componente de baja excitación de esta fuente con imágenes en el infrarrojo próximo de la nebulosa de reflexión. El análisis conjunto de los datos ha permitido extraer importantes conclusiones acerca de cuando se originó y cómo transcurre el proceso de interacción de vientos ´post-AGB´así como sus efectos, determinantes en la subsecuente evolución hacia la fase de PN. La componente de mayor excitación de OH231.8+4.2 ha sido estudiada a partir de observaciones en el óptico (imagen directa y espectroscopía de rendija larga de las líneas nebulares más importantes) que han permitido conocer en detalle la distribución y cinemática de esta componente así como su excitación. La combinación de la información proporcionada por nuestros datos ópticos y de la emisión molecular e infrarroja permiten describir la evolución de este objeto en los últimos 5000 años. Esta tesis doctoral también ha incluido el estudio del polvo frío en envolturas circunestelares en estrellas evolucionadas(principalmente PPNe y Pne) a través de su emisión de radio continuo a 1.3 mm. Nuestros datos constituyen la primera cartografía de la emisión del continuo milímetrico en PPNe,proporcinando la distribución de la componente formada por granos fríos, así como su masa total y su temperatura. Nuestros datos permiten además establecer el rango típico de variación del tamaño de los granos de polvo circunestelares. Parte de esta tesis se ha dedicado también a los objetos progenitores de las PPNe, las estrelas en la AGB, cuyo estudio es necesario para entender las propiedades observadas de las PPNe y Pne. En particular, hemos abordado el problema de la emisión de la transición máser v=2 J=2-1 del SiO, anormalmente débil en algunos objetos.

Autor: VAZQUEZ MEZA ROBERTO.
Año: 1998.
Universidad: GRANADA.
Centro de lectura: CIENCIAS.

Resumen: Se presentan varios estudios observacionales para diferentes nebulosas planetarias (NPs) que muestran evidencias (posibles o confirmadas) de la presencia de chorros bipolares, rotatorios y episódicos (BRETs). Se utilizan diversas técnicas observacionales para evaluar la eficacia de cada una de ellas en la determinación de la naturaleza de los BRETs, encontrando que, actualmente, la espectroscopía óptica de rendija larga y alta dispersión (auxiliada de imágenes ópticas o de radio), es la más exitosa. Se presentan las observaciones que dieron como resultado el descubrimiento de la NP de mayor extensión angular conocida hasta ahora, KjPn 8, y la espectroscopía de baja dispersión de algunas de sus zonas más importantes. Se realiza una búsqueda de BRETs en Nps jóvenes. Se encuentra que los BRETs se producen en un amplio intervalo de edades evolutivas, detectando por primera vez posibles evidencias de un BRET en una NP de muy alta excitación, NGC 4361. Se realiza un estudio en la radiolínea de recombinación H92alfa sobre la NP NGC 2440, detectándose emisión sólo en la región central. Se obtienen los parámetros físicos de esa región y su cinemática, siendo ésta compatible con estudios ópticos previos. Se estudia la viabilidad de observar con esta misma técnica una muestra de Nps con presencia aparente o confirmada de BRETs. Se realiza un estudio cinemático de Nps con "simetría puntual", encontrando que sus estructuras morfológicas y cinemáticas se pueden explicar como la acción de BRETs. Se discute acerca de la dificultad de los modelos actuales para proponer observaciones que puedan probar su fiabilidad en la descripción del fenómeno de BRET. Finalmente se plantean los problemas que será posible resolver con el advenimiento de las mejoras planeadas en los recursos observacionales.

Autor: RODRIGUEZ GUILLEN MONICA.
Año: 1998.
Universidad: LA LAGUNA .
Centro de lectura: FISICA.

Resumen: En este trabajo se analiza la emisiónde (Fe II) y (Fe III) en siete regiones H II galaácticas: M42, M43, M8, M16, M17, M20 y NGC 7635, usando para ello espectros en el rango landa landa 4200-8800 obtenidos en distintas zonas de cada objeto. Las líneas de emisión no pertenecientes a los iones del Fe se usan para determinar las condiciones físicas y las abundancias iónicas de varios elementos en las zonas consideradas. Las abundancias iónicas resultantes, al estar refereidas a zonas caracterizadas por condiciones diferentes, permiten inferir que las abundancias totales de O, S, Cl, N, Ar y He deben ser iguales en todas las regiones H II estudiadas dentro del rango de errores esperados. El comportamiento de las intensidades relativas de las líneas de (Fe II) observadas en las distintas zonas, implica que los efectos de fluorescencia tienen un papel importante en su formación, con lo cual no es necesario postular que la emisión de (Fe II) se origina en una zona de alta densidad, como han sugerido otros autores. Las abundancias de Fe se calculan en todas las zonas utilizando exclusivamente las líneas de (Fe III) junto con factores de corrección por las contribuciones de Fe+ y Fe3+ basados en modelos de ionización existentes. Los valores obtenidos para Fe/H son entre 10 y 63 veces menores que la abundancia solar, lo que implica que la mayor parte del Fe se encuentra depositado en el polvo en el interior de las regiones H II. Además, la abundancia de Fe en el gas resulta estar correlacionada con el grado de ionización de la zona donde se mide. Esta correlación se explica relacionando a los fotones energéticos con la liberación de átomos de Fe del polvo. Por otra parte, los valores de Fe/H muestran cierta tendencia a disminuir con el exceso de color indicado por las intensidades relativas de las líneas de H I. Este resultado podría deberse a la acción de la presión de radiación o de los vientos estelares sobres los granos de polvo.

Autor: IGLESIAS PARAMO JORGE.
Año: 1997.
Universidad: LA LAGUNA.
Centro de lectura: FISICA.

Resumen: Esta tesis representa un gran avance en nuestro conocimiento de la influencia del medioambiente en la evolución de las galaxias. El estudio se ha realizado midiendo el Ritmo de Formación Estelar (RFE) de galaxias pertenecientes a Grupos Compactos. Se ha basado endatos astronómicos de buena calidad, obtenidos en los Observatorios del Roque de los Muchachos en La Palma y en el Observatorio Hispano-Alemán de Calar Alto. El tratamiento de los datos ha sido excelente. Entre los muchos resultados obtenidos se puede destacar como especialmente interesante el hecho de que algunas galaxias espirales han perdido su envuelta de gas neutro durante la evolución del grupo, disminuyendo de esta forma su RFE, mientras que en las elípticas y lenticulares este ritmo aumenta, lo cual atribuyen a procesos de acrección de satélites o gas debido a pasos próximos de compañeras cercanas. Esto soporta la hipótesis de que los grupos son realmente agregados densos de galaxias que están físicamente asociados.

Autor: FUENTES MASIP ORIOL.
Año: 1996.
Universidad: LA LAGUNA.
Centro de lectura: FISICA.
Centro de realización: DEPARTAMENTO: ASTROFISICA PROGRAMA DE DOCTORADO: ASTROFISICA.

Resumen: EN ESTA TESIS SE HA ANALIZADO LA CINEMATICA DE LAS REGIONES HII PERTENECIENTES AL AREA CENTRAL DE LA GALAXIA IRREGULAR GIGANTE NGC4449, MEDIANTE OBSERVACIONES REALIZADAS EN EL TELESCOPIO WILLIAM HERSCHEL DEL OBSERVATORIO DEL ROQUE DE LOS MUCHACHOS CON EL INTERFEROMETRO FABRY-PEROT TAURUS-II EN LAS LINEAS DE HALFA Y (OIII) LANDA5006.8 .EL OBJETIVO HA SIDO ESTUDIAR LAS CARACTERISTICAS Y PARAMETROS DE LAS CORRELACIONES ENTRE EL RADIO O LA LUMINOSIDAD Y LA DISPERSION DE VELOCIDADES TURBULENTAS PARA LAS REGIONES HII GIGANTES, ASI COMO EL MECANISMO FISICO RESPONSABLE TANTO DE ESTAS CORRELACIONES COMO DE LAS DISPERSIONES DE VELOCIDADES SUPERSONICAS MEDIDAS EN ESTOS OBJETOS.SE HA DEMOSTRADO QUE LOS METODOS HABITUALES PARA LA DETERMINACION DE TAMAÑOS DE LAS REGIONES HII NO SON VALIDOS PARA ESTA GALAXIA, DEBIDO A SUS CARACTERISTICAS (GRAN DENSIDAD SUPERFICIAL DE NEBULOSAS Y PRESENCIA DE UNA INTENSA LUMINOSIDAD DIFUSA), POR LO QUE HA SIDO NECESARIO DEFINIR UN NUEVO METODO. EL PROCEDIMIENTO UTILIZADO HA PERMITIDO OBTENER LOS PARAMETROS INTEGRADOS DE LAS REGIONES HII (RADIO, LUMINOSIDAD, VELOCIDAD RADIAL Y DISPERSION DE VELOCIDADES) CON UNA OBJETIVIDAD Y PRECISION MAYORES QUE LAS ALCANZADAS CON OTRO METODOS. MEDIANTE EL ANALISIS DE LOS RESULTADOS SE HA DETERMINADO QUE SOLO LAS REGIONES HII GIGANTES DE ALTO BRILLO SUPERFICIAL, CON UNA LUMINOSIDAD POR ENCIMA DE UN CIERTO LIMITE Y PERFILES ESPECTRALES DE UNA SOLA COMPONENTE GAUSSIANA PRESENTAN CORRELACION ENTRE SUS PARAMETROS INTEGRADOS. ESTAS RESTRICCIONES OBSERVACIONALES HAN PERMITIDO DECIDIR CUAL ES EL PROCESO FISICO MAS PROBABLE PARA EXPLICAR ESTAS CORRELACIONES Y LAS DISPERSIONES DE VELOCIDADES SUPERSONICAS OBSERVADAS EN ESTOS OBJETOS.

Autor: VILLAR MARTIN M. MONTSERRAT.
Año: 1995.
Universidad: LA LAGUNA.
Centro de lectura: FISICA.
Centro de realización: DEPARTAMENTO: ASTROFISICA PROGRAMA DE DOCTORADO: ASTROFISICA.

Resumen: LA EXISTENCIA DE POLVO EN LAS REGIONES DE EMISION DE LINEAS ESTRECHAS Y SUS EFECTOS EN LA GENERACION DE LAS MISMAS ES UNO DE LOS TEMAS MAS INTERESANTES DE LA FISICA DE LAS GALAXIAS ACTIVAS.EN LA MEMORIA SE ANALIZAN, DESDE PUNTOS DE VISTA MUY CONCRETOS, EVITANDO CONSTRUIR MODELOS CON MUCHOS PARAMETROS LIBRES, LOS MECANISMOS QUE CONTROLAN LA INTERACCION ENTRE EL POLVO, EL GAS Y LA RADIACION.ENTRE LAS CONCLUSIONES CABE DESTACAR EL IMPORTANTE PAPEL QUE PARECE TENER LA GEOMETRIA SOBRE EL ESPECTRO DE LINEAS DE EMISION, QUE PUEDE EXPLICAR CIERTAS CARACTERISTICAS SIN NECESIDAD DE RECURRIR A LA PRESENCIA DE POLVO. POR ESTE MOTIVO, OTROS CRITERIOS DIFERENTES DE LA BAJA EMISION EN LY (COMO EL DEFICIT DE EMISION EN EL DOBLETE DEL CALCIO, CAII 7291, 7324) DEBEN SER USADOS PARA JUSTIFICAR LA EXISTENCIA DE POLVO.

Autor: GARCIA SEGURA GUILLERMO.
Año: 1994.
Universidad: LA LAGUNA.
Centro de lectura: FISICA.
Centro de realización: DEPARTAMENTO: ASTROFISICA PROGRAMA DE DOCTORADO: ASTROFISICA.

Resumen: EN LA PRIMERA PARTE DE LA TESIS SE ESTUDIA LA DINAMICA DE NEBULOSAS DE ANILLO INTERPRETADAS COMO UN PRODUCTO RESULTANTE DEL MATERIAL ESTELAR EYECTADO. SE DISCUTEN NUEVOS MODELOS HIDRODINAMICOS QUE PUEDEN EXPLICAR LA MAYORIA DE LAS CARACTERISTICAS QUE APARECEN EN LAS OBSERVACIONES DE LAS NEBULOSAS DE ANILLO. CON VISTAS A UNA PRIMERA APROXIMACION DE LA DINAMICA BASICA SE DISCUTEN SOLUCIONES ANALITICAS Y SEMIANALITICAS. TAMBIEN SE CALCULAN SIMULACIONES HIDRODINAMICAS PARA ESTUDIAR EL COMPORTAMIENTO NO LINEAL DE LAS CASCARAS BARRIDAS, DINAMICAMENTE INESTABLES. ESTAS SIMULACIONES ASUMEN VIENTOS CONSTANTES EN PRIMERA APROXIMACION. EN LA SEGUNDA PARTE SE CALCULAN NUEVOS MODELOS DE NEBULOSAS DE ANILLO TENIENDO EN CUENTA LA EVOLUCION ESTELAR. LAS SIMULACIONES HIDRODINAMICAS USAN COMO PARAMETROS LOS RESULTADOS DIRECTOS DEL CALCULO DE MODELOS DE EVOLUCION ESTELAR CON PERDIDAS DE MASAS MUCHO MAS REALISTICA. CONCRETAMENTE, SE HA CALCULADO LA HISTORIA COMPLETA DE DOS MODELOS ESTELARES DE 60 Y 35 MASAS SOLARES.

Autor: GONZALEZ DELGADO ROSA M..
Año: 1994.
Universidad: LA LAGUNA.
Centro de lectura: FISICA.
Centro de realización: DEPARTAMENTO: ASTROFISICA PROGRAMA DE DOCTORADO: ASTROFISICA.

Resumen: EL OBJETO DE ESTA MEMORIA ES EL ESTUDIO DE LA RELACION ENTRE LOS PROCESOS DE FORMACION ESTELAR Y LA ACTIVIDAD EN EL NUCLEO DE LAS GALAXIAS. CON ESTE FIN SE ESTUDIA, EN PRIMER LUGAR, LA FORMACION ESTELAR EN LAS GALAXIAS ANALIZANDO ESTADISTICAMENTE MAS DE 500 REGIONES HII EN 55 GALAXIAS. A PARTIR DE ESTOS DATOS SE DETERMINAN FUNCIONES DE LUMINOSIDAD, DISTRIBUCION POR TAMAÑOS, DISTRIBUCION RADIAL Y OTROS PARAMETROS QUE SE DISCUTEN EN RELACION CON EL GRADO DE ACTIVIDAD NUCLEAR Y EL TIPO MORFOLOGICO DE LAS GALAXIAS. EN SEGUNDO LUGAR SE ESTUDIAN EN DETALLE, CON FOTOMETRIA Y ESPECTROMETRIA, VARIOS OBJETOS DE DIFERENTE GRADO DE ACTIVIDAD: GALAXIAS CON INTENSA FORMACION ESTELAR, GALAXIAS CON PROCESOS MASIVOS DE FORMACION ESTELAR, LINERS; Y SEYFERTS 1 Y 2. PARA CADA OBJETO SE DISCUTEN CON DETALLE LA CINEMATICA, DE LAS COMPONENTES GASEOSA Y ESTELAR (CUANDO ES POSIBLE), Y LAS CONDICIONES FISICAS EN QUE SE GENERA LA EMISION, DENTRO DEL MARCO GLOBAL DE LA RELACION ENTRE ACTIVIDAD NUCLEAR Y FORMACION ESTELAR.

Autor: SANTOLAYA REY ANTONIO ENRIQUE.
Año: 1994.
Universidad: LA LAGUNA.
Centro de lectura: FISICA.
Centro de realización: DEPARTAMENTO: ASTROFISICA PROGRAMA DE DOCTORADO: ASTROFISICA.

Resumen: SE HA DESARROLLADO UN NUEVO CODIGO DE ORDENADOR PARA MODELIZAR LA FORMACION DE LINEAS ESPECTRALES EN ATMOSFERAS ESTELARES EN EXPANSION ESFERICA. LA MEMORIA DE LA TESIS DESCRIBE EL FUNDAMENTO TEORICO, LOS METODOS NUMERICOS Y LOS PRIMEROS RESULTADOS. LAS TECNICAS NUMERICAS SON MUY EFICIENTES Y EL CODIGO HA DISEÑADO DE FORMA TAL QUE PERMITE FACILMENTE REALIZAR CALADOS PARA MODELOS ATOMICOS DE COMPLEJIDAD SUCESIVA. EL CAPITULO 3 TRATA DE LA SOLUCION FORMAL DE LA ECUACION DEL TRANSPORTE DE LA RADIACION. ESTOS CAPITULOS 4 Y 5 SE LLEVAN A CABO CALCULOS DE MODELOS PARA PROBAR LA VALIDEZ DEL CODIGO Y UNA RED DE MODELOS GENERALES.

Autor: MIRANDA PALACIOS LUIS FELIPE.
Año: 1989.
Universidad: COMPLUTENSE DE MADRID.
Centro de lectura: FISICA.
Centro de realización: MAX-PLANCK-INSTITUT FUR ASTRONOMIE, HEIDELBEPG, R.F.A..

Resumen: POR MEDIO DE ESPECTROSCOPIA OPTICA DE ALTA RESOLUCION ESPECTRAL Y ESPACIAL SE HAN ESTUDIADO CON DETALLE 16 NEBULOSAS PLANETARIAS. LA MUESTRA CONTIENE DESDE OBJETOS EXTREMADAMENTE JOVENES HASTA EVOLUCIONADOS, ASI COMO LAS DOS NEBULOSAS PLANETARIAS CONOCIDAS CON JETS BIPOLARES. PARA CADA OBJETO SE HA DEDUCIDO: (1) UN MODELO GEOMETRICO-CINEMATICO, (2) LAS CONDICIONES DE EXCITACION EN AQUELLOS QUE PRESENTAN FENOMENOS DE IONIZACION POR CHOQUE, (3) LA EDAD CINEMATICA, QUE NOS PERMITE SITUAR LOS OBJETOS EN UNA SECUENCIA EVOLUTIVA, Y (4) LA MASA IONIZADA. ESTOS RESULTADOS HAN SERVIDO PARA PROPONER UNA CLASIFICACION GEOMETRICO-CINEMATICA (TRIDIMENSIONAL) DE LAS NEBULOSAS PLANETARIAS, QUE TIENE EN CUENTA LAS PROCESOS DE EYECCION EN LAS MISMAS, Y PARA DEDUCIR LA DINAMICA DE LAS ENVOLTURAS IONIZADAS. LA INFORMACION OBTENIDA SE HA DISCUTIDO DENTRO DEL MARCO DE LOS MODELOS DE VIENTOS INTERACTIVOS PARA LA FORMACION Y EVOLUCION DINAMICA DE LAS NEBULOSAS PLANETARIAS. EN PARTICULAR, SE HAN ESTUDIADO, DESDE UN PUNTO DE VISTA OBSERVACIONAL, EL TIPO DE INTERACCION ENTRE LOS VIENTOS Y LA EVOLUACION DINAMICA DE ESTOS OBJETOS EN FUNCION DE EDAD. LOS RESULTADOS OBSERVACIONALES SE HAN COMPARADO CON LOS PREDICHOS POR LOS MODELOS TEORICOS.

Autor: RIERA MORA ANGELS.
Año: 1989.
Universidad: LA LAGUNA.
Centro de lectura: FISICA.
Centro de realización: DEPARTAMENTO: INSTITUTO DE ASTROFISICA DE CANARIAS..

Resumen: SE HAN PRESENTADO LOS RESULTADOS OBTENIDOS DE OBSERVAR ESPECTROSCOPICAMENTE, RESOLUCION ESPECTRAL MEDIA Y ALTA Y CON RESOLUCION ESPACIAL, 16 NEBULOSAS BIPOLARES. LA MUESTRA INCLUYE REGIONES HII (S106, S201 Y BIP14), NEBULOSAS ASOCIADAS A ESTRELLAS AE/BE DE HERBIG (LKH 233, 1548C27 Y 645CY6), PROTOPLANETARIAS (CRL 2688, CRL 618 Y M1-92) Y PLANETARIAS (NGC 6537, NGC 6751, NGC 6778, HB-5, HUL-2 Y M2-9). EN EL ESTUDIO SE CLASIFICAN LAS NEBULOSAS EN IONIZADAS Y DE REFLEXION. EN LAS IONIZADAS SE ESTUDIA LA ESTRUCTURA DE IONIZACION. PARA 10 OBJETOS FOTONIZADOS, DETERMINA LAS TEMPERATURAS Y DENSIDADES ELECTRONICAS, ASI COMO LAS ABUNDANCIAS IONICAS Y TOTALES DE HE, O, N, NE, S Y AR. SE INTRODUCEN UNA SERIE DE DIAGRAMAS DE DIAGNOSTICO ESPECTROSCOPICOS, ADECUADOS PARA DIFERENCIAR LOS CASOS DE FOTOIONIZACION Y DE EXCITACION POR ONDA DE CHOQUE. USANDO UN CODIGO DE FOTOIONIZACION, SE CONSTRUYE UNA SECUENCIA EVOLUTIVA DEL ESPECTRO DE EMISION PARA NEBULOSAS PLANETARIAS. EN EL TRABAJO SE ESTUDIA TAMBIEN EL ORIGEN DE LA APARENTE BIPOLARIDAD EN LOS OBJETOS ESTUDIADOS, EN BASE AL CAMPO DE VELOCIDADES Y A LA DISTRIBUCION DE LA EXTINCION EN LAS NEBULOSAS.

Autor: GOMEZ DE CASTRO ANA INES.
Año: 1988.
Universidad: COMPLUTENSE DE MADRID.
Centro de lectura: FISICA.
Centro de realización: OBSERVATORIO ASTRONOMICO NACIONAL.

Resumen: LAS NEBULOSIDADES GGD SON UN GRUPO DE NEBULOSAS ROJAS PROPUESTAS COMO CANDIDATOS A OBJETOS HERBIG-HARO. EN EL PRESENTE TRABAJO SE ANALIZA LA NATURALEZA DE UN PEQUEÑO CONJUNTO DE ESTAS NEBULOSIDADES: GGD 29-35. LA PRIMERA CONCLUSION QUE SE EXTRAE DEL TRABAJO ES QUE TODOS LOS OBJETOS GGD ESTUDIADOS ESTAN ASOCIADOS A ESTRELLAS JOVENES. UNOS, CONSTITUYEN NEBULOSAS DE REFLEXION ILUMINADAS POR ESTRELLAS JOVENES: GGD 29, GGD 30, GGD 31 Y GGD 33; Y OTROS SON OBJETOS HERBIG-HARO FORMADOS EN LA PROPAGACION DEL VIENTO ESTELAR DENTRO DE LA NUBE MATRIZ: GGD 32, GGD 34 Y GGD 35. ADEMAS, SE HAN ENCONTRADO FUERTES EVIDENCIAS DE LA INFLUENCIA DEL CAMPO MAGNETICO EN EL PROCESO DE FORMACION ESTELAR ACTIVO EN SERPENS, LA NUBE MOLECULAR EN LA QUE ESTA SUMERGIDO GGD 29. LA DETECCION DE NEBULOSIDADES ALINEADAS CON EL CAMPO MAGNETICO LOCAL, LA DISTRIBUCION DE LOS OBJETOS PMS EN CAPAS PLANO-PARALELAS PERPENDICULARES A LA DIRECCION DEL CAMPO, EL ESPACIAMIENTO ENTRE LAS CAPAS, LA BAJA EFICIENCIA DE LA FORMACION ESTELAR ASOCIADA A LA GRAN DENSIDAD DE ESTRELLAS DE BAJA MASA CONSTITUYEN INDICACIONES DE QUE SERPENS ES UNA NUBE MAGNETIZADA. SOLO SE HA ENCONTRADO OTRA REGION EN LA QUE LA FENOMENOLOGIA SEA TAN CLARA, TAURUS.

Autor: MANCHADO TORRES ARTURO.
Año: 1987.
Universidad: LA LAGUNA .
Centro de lectura: QUIMICA.
Centro de realización: INSTITUTO DE ASTROFISICA DE CANARIAS..

Resumen: SE HA REALIZADO UN ESTUDIO DETALLADO DE LA COMPOSICION QUIMICA EN LAS NEBULOSAS PLANETARIAS A78, NGC246, NGC650, NGC1360, NGC1514, NGC6578, NGC6772, NGC6781, NGC6804, NGC6853, NGC6894, NGC7008, NGC7293, JN1, NGC6543 Y NGC6826, GRACIAS A LA UTILIZACION DE ESPECTROSCOPIA DE RENDIJA LARGA. CON LA EXCEPCION DE A78, NGC6543 Y NGCL6826, SE ENCONTRO QUE EL GAS IONIZADO QUE DA LUGAR A LAS RESTANTES NEBULOSAS PLANETARIAS TIENE UNA COMPOSICION QUIMICA HOMOGENEA. LOS MAPAS VELOCIDAD-POSICION EN LAS LINEAS DE (OIII) Y HB PERMITIERON DIFERENCIAR TRES CAPAS EN A78, DOS EXTERNAS RICAS EN HIDROGENO Y UNA INTERNA RICA EN MATERIAL PROCESADO Y MUY DEFICIENTE EN HIDROGENO. HEMOS REALIZADO UN MODELO PARA A78, QUE NOS PERMITE COMPROBAR QUE LA CAPA INTERNA, DEFICIENTE EN HIDROGENO, TIENE UNA VIDA MEDIA MUY CORTA ( 2000 AÑOS). ESTO JUSTIFICA LA DIFICULTAD DE ENCONTRAR TALES ZONAS RICAS EN MATERIAL PROCESADO EN LAS NEBULOSAS OBSERVADAS. SE HAN CONFRONTADO LOS VALORES DE LAS ABUNDANCIAS OBTENIDAS CON LOS MODELOS ACTUALES DE NUCLEOSINTESIS, PERMITIENDONOS EN EL CASO DE SEIS NEBULOSAS PLANETARIAS CALCULAR LA MASA DE SUS ESTRELLAS PROGENITORAS. SE HAN REALIZADO MODELOS PARA NGC6543 Y NGC6826, DONDE SE VERIFICA QUE LOS HALOS QUE RODEAN A LAS NEBULOSAS CENTRALES ESTAN CONSTITUIDOS POR GAS IONIZADO. ESTOS HALOS PRESENTAN UNAS TEMPERATURAS ELECTRONICAS Y UNAS MASAS SUPERIORES A LAS NEBULOSAS CENTRALES Y UNAS ABUNDANCIAS INFERIORES.

Autor: PLANESAS BIGAS PERE.
Año: 1986.
Universidad: BARCELONA.
Centro de lectura: FISICA .
Centro de realización: CENTRO ASTRONOMICO DE YEBES DEL INSTITUTO GEOGRAFICO NACIONAL.

Resumen: SE HA DETECTADO EMISION DE RAYAS DE RECOMBINACION RADIO DE BAJA FRECUENCIA (SIMILAR 2 GHZ) A LO LARGO DEL PLANO GALACTICO ENTRE LAS LONGITUDES DE 75 GRADOSY 86 GRADOS. REALIZANDO OBSERVACIONES DE DOS TRANSICIONES TIPO ALFA CON RADIOTELESCOPIOS CON LA MISMA RESOLUCION ANGULAR HEMOS COMPROBADO QUE TAL EMISION PROVIENE DE GAS GALIENTE OPTICAMENTE MUY DELGADO. SE HAN OBTENIDO ESTIMACIONES DE LA EXTINCION Y LA DISTANCIA A LOS COMPLEJOS CYGNUS X Y NGC7000-IC5070 QUE SE ENCUENTRAN EN LA ZONA ESTUDIADA. EN UNA AMPLIA CAMPAÑA DE OBSERVACIONES DE RAYAS DE RECOMBINACION REALIZADA EN REGIONES HII DISCRETAS SITUADAS EN CYGNUS X SE HA TRIPLICADO EL NUMERO DE DETECCIONES ANTERIORMENTE DISPONIBLES. LAS DISTANCIAS CINEMATICAS DETERMINADAS MUESTRAN QUE TALES REGIONES XII SE HALLAN DISTRIBUIDAS PRINCIPALMENTE A DISTANCIAS AL SOL ENTRE 1 Y5.5 KPC. LO QUE ES CONSISTENTE CON LA INTERPRETACION DE QUE CYG X CONSTITUYE PARTE DE UNA RAMIFICACION DEL BRAZO DE PERSEO. SE HAN REALIZADO OBSERVACIONES DE LA EMISION DE RAYAS DE RECOMBINACION RADIO DE REGIONES HII ESCOGIDAS BAJO UN CIERTO CRITERIO ASI COMO DE LA EMISION DE CO DE LAS NUBES MOLECULARES ASOCIADAS A ELLAS. CON ESTE NUEVO PROCEDIMIENTO SE PRETENDE CARACTERIZAR REGIONES HII COMO BLISTERS. LAS CARACTERISTICAS FISICAS DEG19.61-0.13 Y LA PRESENCIA DE UNA CAVIDAD COINCIDENTE EN POSICION TAMAÑO Y VELOCIDAD EN LA NUBE MOLECULAR ASOCIADA A ELLA MUESTRAN QUE SE TRATA DE UN BLISTER.

Autor: GOMEZ GARRIDO PEDRO.
Año: 1980.
Universidad: COMPLUTENSE DE MADRID .
Centro de lectura: FISICA.
Centro de realización: DEPARTAMENTO ASTROFISICA.

Resumen: SE HAN HECHO DETERMINACIONES TEORICAS DE POBLACIONES DE NIVELES DE ENERGIA DE IONES DE INTERES PARA NEBULOSAS Y RAZONES DE INTENSIDADES ENTRE LINEAS PROHIBIDAS DE DICHOS IONES. SE HA ESTUDIADO EL ESPECTRO VISIBLE DE LA NEBULOSA DIFUSA W3 Y SE OBTENIDO INFORMACION SOBRE LAS CONDICIONES FISICAS REINANTES EN ELLA