A spatially resolved study of ionized regions in galaxies at different ...

156 Conclusiones
Las abundancias totales de oxígeno para los cuatro nodos resueltos derivadas de análisis
espectroscópicos (Skillman, 1985; Kennicutt et al., 2003) muestran un valor muy similar;
sólo uno de ellos tiene una abundancia ligeramente menor al resto. Hasta ahora, no se han
realizado estudios más detallados de esta región.
La Espectroscopía de Campo Integral (ECI), una técnica desarrollada recientemente,
ofrece la oportunidad de realizar un estudio espacialmente resuelto de las condiciones físicas
del gas ionizado de las RHEG, permitiendo al mismo tiempo explorar las propiedades de las
poblaciones estelares ionizantes. Esta técnica se ha empleado para el análisis del complejo
de regiones gigantes Hii en la galaxia NGC 6946, usando para ello PPak, un instrumento
acoplado al telescopio de 3.5m del observatorio CAHA. La configuración se escogió para
cubrir el rango espectral de 3600 a 10000 Å, permitiendo la medida de las líneas de [Siii]
en el infrarrojo cercano. Esta es la primera vez que se utiliza un rango espectral tan amplio
para este tipo de datos.
De los mapas creados, se han seleccionado cuatro nodos principales, etiquetados de A a
D, para realizar un análisis espectroscópico integrado detallado de estas estructuras, así como
de todo el campo de PPak. Para todos los nodos se ha encontrado una densidad muy similar,
por debajo de los 100 cm −3 . Se pudo medir la temperatura electrónica de [Oiii] en los nodos
A, B, C y en el campo completo de PPak, siendo el valor medio de unos 8000 K. También
se midieron las temperaturas de [Oii] y [Siii] en estos cuatro casos. Las abundancias que se
desprenden del “método directo” son típicas de regiones Hii de disco de alta metalicidad, con
un valor bastante uniforme para todos los nodos, y un valor medio de 8.65. Esto es similar a lo
encontrado por otros autores para regiones situadas a una distancia galactocéntrica parecida
(Larsen et al., 2006). Los cocientes de abundancias S/O y N/O son bastante parecidos en
todos los nodos. Así pues, se encuentra una abundancia bastante uniforme a pesar de la alta
dispersión en excitación a lo largo de toda la nebulosa, obtenida de los mapas de los cocientes
[Oiii] λ 5007/Hβ, [Nii] λ 6584/Hα y [Sii] λλ 6717,6731/Hα. Esta uniformidad es apoyada por
el comportamiento del parámetro S 23 , el cual es aproximadamente constante a pesar del
amplio rango de excitación observado. Estos hechos confirman el resultado encontrado por
los estudios clásicos de Skillman (1985), Diaz et al. (1987), Rosa and Mathis (1987), y más
recientemente por estudios espacialmente resueltos en galaxias Hii (Kehrig et al., 2008; Lagos
et al., 2009). Por otro lado, deben estar presentes poblaciones estelares de edad avanzada
como para producir supernovas, puesto que al menos hay una detectada en este complejo
(Mayall, 1948). Esto implica que, o se produce un mezclado muy rápido y efectivo o que,
como sugiere Stasińska et al. (2007), los nuevos metales inyectados en el medio por el episodio
reciente de formación estelar no son observados y residen en la fase de gas caliente. Por
el contrario, los metales que provienen de eventos anteriores se mezclarían y distribuirían
homogéneamente por toda la región.
La luminosidad Hα de la emisión de los nodos es de aproximadamente el 50% de la
totalidad de la emisión del campo de PPak. El nodo A, el más brillante, da cuenta del 75%