Nebulosas planetárias (PN) são um excelente laboratório para investigar a nucleossíntese e evolução química das estrelas de massas intermediárias. Abundâncias precisas podem ser obtidas por diversos elementos químicos, incluindo (I) os elementos que são fabricados pelo PN intermediária-massa das estrelas progenitoras (ele, N, C) e (II) também elementos que foram originalmente produzidos pelas estrelas mais massivas das gerações anteriores (O, Ne, ar, S). As abundâncias de primeira classe dos elementos medidos em PN incluem o conteúdo original anterior à formação de estrelas progenitoras e os efeitos da contaminação durante os processos nucleares nesses objetos. Como conseqüência, PN pode ser usado para estudar os processos núcleos-sintéticos em estrelas de massas intermediárias. Por outro lado, elementos tais como O, Ne, etc. revelam as abundâncias interestelar no momento e no local que foram formadas as estrelas progenitoras, para que a determinação de suas abundâncias químicas produz restrições observacionais importantes para os modelos de evolução química para as galáxias que hospedam esses objetos. Nos últimos anos, obtivemos uma grande amostra do PN de diferentes populações galácticas com abundâncias com precisão derivadas. Neste trabalho apresentamos abundâncias médias e distribuições de abundância de vários elementos, bem como correlações abundância independente da distância que podem ser comparadas diretamente com as previsões recentes modelos teóricos evolutiva para estrelas de massas intermediárias.
2. AMOSTRA
Para a caminho do leite (the Milky Way), tivemos em consideração duas amostras diferentes: que incluem 84 disco PN e 188 protuberância PN, completadas por 84 protuberância nebulosas de Stasi´nska et alli (I) A amostra, que inclui PN 234 no disco Via Láctea e (II) exemplo A, que é uma amostra maior, que inclui dados de literatura, contendo atualmente 372 nebulosas. Para as nuvens de Magalhães, incluindo 45 nebulosas para o SMC e 23 objetos no LMC, completadas por dados de Stasi´nska et al, com 48 PN no SMC e 106 no LMC e Leisy e Dennefeld (Leisy, P., Dennefeld,M. 2006, A&A 456, 451), com 36 PN no SMC e 120 no LMC.
Como discutido como amostra mesclada, mantém a homogeneidade das amostras individuais, atendendo os métodos similares utilizados, para que possa ser obtida uma amostra mais abrangente.
3. A Média DE abundâncias e distribuições de abundância
Determinamos abundâncias médias de todos os elementos estudados tanto na galáxia as nuvens de Magalhães. As abundâncias de He são similares em todas as amostras dentro das incertezas médias e são os seguintes: ele / H ≃ 0115 0151 e 0314 para a Via Láctea, o Comitê conjunto e o SMC, respectivamente. Típico incertezas quanto as abundâncias He é 0,020 para 0.030 e o intervalo de abundâncias de 0,05 a 0,18. As abundâncias de O/H, que geralmente são os melhores determinados elementos pesados todos aqui, considerados também mostrar um bom acordo entre todas as diferentes amostras para um determinado sistema. Em todos os casos o LMC é mais rico que o SMC, conforme o esperado, e as diferenças de metalicidade média são geralmente no intervalo de 0,3 a 0,5 dex, que é coerente com as metallicities dadas por Stanghellini , ou seja, Z = 0,004 e Z = 0,008 para o SMC e2 7,0 7,5 8,0 8,5 9,0 9,5
FIGURA 1: Média do oxigênio abundâncias de PN na VIA LÁCTEA (à esquerda) e nuvens de Magalhães (à direita). LMC, respectivamente. O mesmo padrão é observado como os dados Via Láctea estão incluídos, conforme o esperado desde a maior metalicidade da galáxia relativo para as nuvens de Magalhães. O ar/H e rácios Ne/H mostram um comportamento semelhante ao / H em todos os casos. As abundâncias de enxofre parecem ser menos confiável, uma vez que grandes desvios-padrão são obtidos e a taxa média de S/H na galáxia parece ser inferiores as nuvens de Magalhães, contrariamente ao padrão dos restantes elementos pesados. As abundâncias de nitrogênio também seguem o mesmo padrão como O/H, ar/H e Ne/h. A relação N/H é afetada por episódios draga-up nas estrelas progenitoras PN, especialmente a primeira escavação em baixas massas estrelas e o segundo draga-se em estrelas de massas intermediárias, aparte inferior quente queimando (HBB) no progenitores mais massiva. Nossos resultados, a contaminação média das estrelas progenitoras PN é provavelmente pequena. Um exemplo de distribuição metalicidade é mostrado na Figura 1 para a Via Láctea e as nuvens de Magalhães, onde podemos ter considerado A amostra e os dados do IAG, respectivamente.
4. CORRELAÇÃO DE ABUNDANCIA.
A variação dos rácios Ne/H, ar/H e S/H com O/H geralmente mostra uma boa correlação positiva para todos os sistemas do grupo local. Isso pode ser visto na Figura 2, onde Ne abundâncias plotadas contra a razão de O/H para a Via Láctea e as nuvens de Magalhães. Protuberância PN, não mostrada na figura, seguem a mesma tendência. As correlações são geralmente muito bons, com encostas em 0.8–1.2 a gama, com exceção de enxofre. Ere ainda são problemas na interpretação dos dados de enxofre de PN, uma conclusão suportada por meio da comparação dos resultados presentes com alguns dados recentes Spitzer (J.Pottasch, S. R., Gutenkunst, S., Morris, P. W., & Houck, J.R. 2008, Bernard-Salas, ApJ, 672, 274).
Tem sido sugerido, que as incertezas nas abundâncias de S/H podem ser devido à possibilidade que os fatores de correção de ionização adotado superestimam a contribuição do iÕN S + 3 para a abundância de enxofre total.
A FIGURA 2: mostra também a relação Ne/O, da qual verificamos que esta relação é essencialmente constante para todos os metallicities com uma dispersão relativamente pequena, em contraste com os elementos produzidos pelas estrelas progenitoras, como veremos a seguir. Podem obter resultados mais interessantes tendo em conta os elementos que são produzidos durante a evolução das estrelas progenitoras PN, ou seja, ele, N e c. Uma parcela da relação N/H em função do / H conduz a uma correlação positiva, como na casf Ne e ar, mas com uma maior dispersão. Isto é devido ao fato de que o PN exibir ambos o N original presente a formação da estrela mais a contaminação, a estrela progenitora. Em outras palavras, a relação N/H medida em PN mostra alguma contaminação ou enriquecimento sem causa, em comparação com as abundâncias originais na estrela progenitora. O enredo da relação N/O em função do / H também mostra uma dispersão maior em comparação com o enredo Ne/O mostrado na
FIGURA 3: pela mesma razão. Muito interessante de correlações de abundância envolvendo abundâncias N são aqueles obtidos como funções de abundâncias de He, como mostrado nas figuras 3 e 4. Depreende-se que a evolução das abundâncias é coerente com uma tendência semelhante para todos os sistemas, uma vez que as pistas são semelhantes para todos os objetos.
FIGURA 4: incluímos também as previsões dos modelos teóricos por Marigo et alli. (Marigo, p., Bernard - Salas, j., et alli., 2003, A & A 409, 619), mostradas por linhas grossas. Estes são modelos evolutivos sintéticos para as estrelas de assintótica gigante Branch (TP-RAG) pulsante termicamente com massas na faixa 1. 1 a 5 M⊙, em que o primeiro, segundo e terceiros episódios draga-up ocorrem, além de HBB para os objetos mais massivas. Esses processos afetam o he/H ratio, e na verdade a maioria dos objetos apresentar algum acessório em relação aos valores de energia solares.
De acordo com Marigo et alli. (Marigo, p., Bernard-Salas, j., et alli., 2003, A & A 409, 61910), progenitores tendo ⊙ 0. 9 a 4 M e composição solar podem explicar as abundâncias "normais", ele / H < 0. 15, enquanto que para os objetos com os aprimoramentos mais elevados (Ele / H > 0,15) maiores massas são necessários, o intervalo de 4 a 5 M ⊙ plus4.
FIGURA 5: Nitrogênio abundâncias de PN e comparação com modelos teóricos por Karakas. uma HBB eficiente. Parcelas semelhantes podem ser obtidas usando os modelos desenvolvidos pela Karakas (ver por exemplo Karakas e Lattanzio, J. C. 2007, PASA 24, 103), caso em que a gama de massas inicial do 1. 0. 0 M ⊙, e metallicities Z = 0. 02, Z = 0,008 e Z = 0,004 foram considerados, como mostrado na Figura 4. O acordo para a relação N/O é bom, com uma conclusão semelhante para N/H e um acordo melhor para a Via Láctea, como esperado, uma vez que esta galáxia tem metal um pouco mais rico do que as nuvens de Magalhães. Nós encontramos uma transição contínua entre o "normal" e nebulosas He-rico, que é provavelmente devido ao fato de que temos uma amostra muito maior em comparação ao Marigo et alli. (Marigo, p., Bernard-Salas, j., et alli., 2003, A & A 409, 619). Estes resultados sugerem que os processos nucleosynthetic que ocorrem nestes sistemas são semelhantes, embora a metalicidade global pode ser diferente e a evolução química pode ser afetada pelas taxas de formação de estrelas diferentes.
CARPEMA
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