La presentazione è in caricamento. Aspetta per favore

La presentazione è in caricamento. Aspetta per favore

Lintensità della riga di emissione Ha nelle galassie a spirale è un potente strumento per esplorare il loro tasso di formazione stellare. Esistono altri.

Presentazioni simili


Presentazione sul tema: "Lintensità della riga di emissione Ha nelle galassie a spirale è un potente strumento per esplorare il loro tasso di formazione stellare. Esistono altri."— Transcript della presentazione:

1

2 Lintensità della riga di emissione Ha nelle galassie a spirale è un potente strumento per esplorare il loro tasso di formazione stellare. Esistono altri metodi per stimare la SFR nelle galassie a spirale, tra cui lutilizzo dellemissione infrarossa e UV. Di questi metodi di misurazione, le osservazioni in Ha sono le uniche che possono essere effettuate con telescopi a terra.

3 Galassia a spirale di tipo c Distanza di circa 17 Mpc Coordinate in cielo (allequinozio ) A.R.=10h 42m 07.5g, Dec=+13° Magnitudine apparente: m = 12,8

4 Bias e flat-field Calibrazione delle lunghezze donda Calibrazione del flusso Sottrazione delle righe di cielo

5 Lo spettro presenta Una striscia centrale orizzontale più luminosa, dovuta al nucleo della galassia Righe spettrali lungo la fenditura, corrispondenti a diverse regioni di emissione della galassia

6 Zone dove la riga Ha è più brillante : N è il nucleo della galassia A1, A2, A3 e B2, B2, B3

7 Le righe di emissione: funzioni la cui area rappresenta il flusso contenuto nella riga: Dove I( l ) è lintensità della riga a diverse lunghezze donda, I 0 è lintensità della riga al centro ( l 0 ), F( l 0 ) è il flusso della riga e σ la sua larghezza.

8 Trovato i flussi di H a e H b si è calcolato i loro rapporti e confrontati con il decremento di Balmer teorico per un gas ionizzato a T = K Purtroppo, di solito, H a è ben visibile, mentre H b è debole, talvolta così debole da non essere misurabile.

9 conversione del flusso di H a in luminosità (L) calcolo della distanza per mezzo della legge di Hubble (Mpc) moltiplicazione del flusso per 4πD² (erg/sec) per ottenere la star formation rate si usa la relazione: (M /anno)

10 Poiché la riga Hα viene emessa quando gli elettroni liberi si ricombinano con i loro protoni, la sua intensità è strettamente legata al numero di fotoni ionizzanti (cioè con energia > 13.6 eV) emessi da una sorgente, in questo caso stelle calde: (fotoni/sec) E conoscendo il numero tipico di fotoni ionizzanti emessi da una stella calda, ad esempio una O5 (fotoni/sec) si può stimare il numero di stelle di quel tipo spettrale che stanno fotoionizzando il gas.

11 F(H ) F(Hα) Hα/H A(V) A3 9,49× ,96× ,272,47 A2 5,70× ,64× ,143,28 A1 5,02× ,48× ,933,56 N 1,38× ,49× ,701,57 B1 8,14× ,81× ,373,37 B2 7,43× ,42× ,952,30 B3 1,13× ,21× ,512,06

12 I(Hα)L(Hα)SFRQ ion N(O5) A3 3,83× ,69× ,0131,23× ,7 A2 5,49× ,42× ,0191,77× ,3 A1 6,54× ,88× ,0232,10× ,0 N 2,11× ,93× ,0070,68× ,6 B1 8,62× ,80× ,0302,77× ,5 B2 2,50× ,10× ,0080,80× ,1 B3 2,93× ,29× , × ,8


Scaricare ppt "Lintensità della riga di emissione Ha nelle galassie a spirale è un potente strumento per esplorare il loro tasso di formazione stellare. Esistono altri."

Presentazioni simili


Annunci Google