Spettroscopia nebulare Padova, 9/13 Dic 2004 Stefano Ciroi.

Presentazione sul tema: "Spettroscopia nebulare Padova, 9/13 Dic 2004 Stefano Ciroi."— Transcript della presentazione:

1 Spettroscopia nebulare Padova, 9/13 Dic 2004 Stefano Ciroi

2 Orion nebula (M42)

3 Horsehead nebula

4 Eagle nebula

5 Dumbbell nebula Ring nebula (M57) Cats Eye nebula

6 Eskimo nebula Helix nebula

7 Crab nebula (M1) Veil nebula Criss-Cross nebula

8

9 Le misure in astronomia 1 Å = 10 -4 m = 10 -7 mm = 10 -8 cm Lunghezza donda 1 pc = 3.26 a.l. = 3.09 x 10 13 km = 3.09 x 10 18 cm Distanza Energia 1 erg = 10 -7 joule = 6.2 x 10 11 eV

10 S S flusso intensità (erg cm -2 s -1 sr -1 ) (erg cm -2 s -1 ) (erg s -1 ) intensità flusso luminosità

11 n=1 n=2 n=3 n=4 n=5 Livelli denergia nellatomo di H

12 n=1 n=2 n=3 n=4 n=5

13 n=1 n=2 n=3 n=4 n=5

14 velocità della luce c = 3 x 10 10 cm s -1 Å costante di Planck h = 6.6 x 10 -27 erg s -1

15 Orbitali e regole di selezione Esistono 5 numeri quantici: nn. q. principale= 1, 2, 3, …, Ln. q. azimutale = 0, 1, 2, …, n-1 = S, P, D, … sn. q. di spin = ½ jn. q. interno = L ½ m j n. q. magnetico = -j, …, +j

16 Esempio atomo di Na 5896 Å 5890 Å 11404 Å 8195 Å 8183 Å

17 Attenzione Non tutti i salti fra livelli denergia sono permessi Esistono delle regole, dette regole di SELEZIONE, imposte dalla meccanica quantistica! L = ± 1 s = 0 j = ±1,0

18 Atomo di H 1216 Å 1015 Å 6563 Å 4861 Å

19 Le transizioni Transizioni fra stati legati (bound-bound) Transizioni fra stati legati e stati liberi (bound-free, free-bound) Transizioni fra stati liberi (free-free) A 0 = A I A + = A II A ++ = A III A +++ = A IV

20 transizioni fra stati legati

21 transizioni fra stati legati e liberi

22 transizioni fra stati liberi A+A+ e-e-

23

24 La fotoionizzazione E0E0 K=1/2 m e v 2 Energia cinetica Energia di ionizzazione

25 Condizione per avere fotoionizzazione: IIIIIIIV H13.6 He24.654.4 O13.635.154.977.4 N14.529.647.577.5 S10.423.334.847.3 Potenziali di ionizzazione (eV) cioè

26 A0A0 e-e- A+A+ La probabilità che un fotone ionizzante ( > 0 ) sia catturato da un atomo è uguale per qualsiasi fotone ionizzante di qualsiasi frequenza? NO! Essa dipende da -3, cioè è più bassa per fotoni ad alta frequenza, ossia per fotoni molto energetici.

27 Righe di ricombinazione A0A0 e-e- A+A+ La probabilità che un elettrone libero (con velocità v) sia catturato da un atomo è uguale per qualsiasi elettrone di qualsiasi velocità? NO! Essa dipende da v -2, cioè è più bassa per elettroni ad alta velocità, ossia per elettroni con energia cinetica elevata.

28 Ricombinazione a livello fondamentale Ricombinazione a cascata

29 [O II ]3727 [Ne III ]3869 [Ne III ]3968 H 4340 H 4861 He 4686 [O III ]4959 [O III ]5007 [N I ]5200 He I 5876 [O I ]6300 [O I ]6363 H 6563 [N II ]6548 [N II ]6583 [S II ]6716 [S II ]6731 [N II ]5755

30 emissività della riga energia del fotone emesso (erg) densità di atomi con elettroni a livello m (cm -3 ) probabilità di transizione spontanea dal livello m a livello n (s -1 ) Quanto impiega un elettrone a scaricarsi dal livello 2 al livello 1? n m

31 r Intensità di una riga densità di colonna (cm -2 )

32 2 4 3 Decremento di Balmer da equazione di Boltzmann da meccanica quantistica costante di Boltzmann k = 8.62 x 10 -5 eV K -1 costanti I H /I H 2.87 I H /I H 0.47 I H /I H 0.26 I H /I H 0.16 T=10 000 K

33 H H H

34 Nube di H H+H+ H0H0 H + + H 0 Stella centrale RsRs Sfera di Strömgren I primi fotoni ionizzanti ad essere catturati saranno quelli con = 0, gli ultimi saranno quelli più energetici, cioè con >> 0, i quali si saranno allontanati di più dalla stella.

35 Raggio della sfera di Strömgren (pc) Numero di fotoni ionizzanti (s -1 ) Densità di idrogeno (cm -3 ) Temperatura superficiale della stella (K) Tipo spettraleT (K)Q H (s -1 )R s (pc) O547 0005 x 10 49 24 O738 5007 x 10 48 12 O934 5002 x 10 48 8 B122 6003 x 10 45 1 N H =10 cm -3

36 Righe proibite 4959 Å 5007 Å 4363 Å [O III ] Livelli metastabili L = ± 1 s = 0 j = ±1,0

37 [O III ] [O I ][S II ] [N II ] He I H [O II ] [Ne III ] [O III ] H H He II

38 e-e- A+A+ e-e- A+A+

39 Le collisioni fra atomi (neutri o ionizzati) ed elettroni liberi sono responsabili della formazione delle righe proibite. In realtà esiste una probabilità di transizione spontanea anche nelle righe proibite, ma questa è molto più bassa che nel caso delle righe permesse. densità elettronica (cm -3 ) frequenza delle transizioni collisioniali (s -1 ) temperatura elettronica (K) differenza di energia fra i livelli (eV)

40 Che valore deve avere la densità elettronica N e per consentire di osservare una transizione proibita fra due livelli m e n ? N e è troppo bassa poche eccitazioni n m poche diseccitazioni m n dominano le transizioni spontanee N e è troppo alta dominano le collisioni eccitazioni da n e m verso livelli superiori a m pochi atomi con elettroni al livello m Densità critica N c Esiste un valore di N c per ogni riga proibita Le righe proibite raggiungono la max intensità per N e =N c

41 Atomo a 3 livelli Caso dell[O III ] misura della temperatura densità di atomi con elettroni al livello 2 (cm -3 ) densità di atomi con elettroni al livello 3 (cm -3 ) probabilità di transizione spontanea da 2 a 1 (s -1 ) probabilità di transizione spontanea da 3 a 2 (s -1 ) rapporto fra lintensità di due righe 1 2 3 50074959 4363

42 Utilizzando le righe di [O III ] a 4363, 4959 e 5007 Å si ottiene: Per N e < 10 5 cm -3 questo rapporto è funzione solo di T:

43 Caso dell[S II ] misura della densità densità di atomi con elettroni al livello 3 (cm -3 ) densità di atomi con elettroni al livello 2 (cm -3 ) probabilità di transizione spontanea da 3 a 1 (s -1 ) probabilità di transizione spontanea da 2 a 1 (s -1 ) rapporto fra lintensità delle due righe 1 2 3 6716 6731

44 I 6716 /I 6731 dipende molto da N e e poco da T Se N e è bassa: Se N e è alta: