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

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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:

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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 2000.0) A.R.=10h 42m 07.5g, Dec=+13° 44 49 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 = 10 000 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 9,49×10 -16 5,96×10 -15 6,272,47 A2 5,70×10 -16 4,64×10 -15 8,143,28 A1 5,02×10 -16 4,48×10 -15 8,933,56 N 1,38×10 -15 6,49×10 -15 4,701,57 B1 8,14×10 -16 6,81×10 -15 8,373,37 B2 7,43×10 -16 4,42×10 -15 5,952,30 B3 1,13×10 -15 6,21×10 -15 5,512,06

12 I(Hα)L(Hα)SFRQ ion N(O5) A3 3,83×10 -14 1,69×10 39 0,0131,23×10 51 24,7 A2 5,49×10 -14 2,42×10 39 0,0191,77×10 51 35,3 A1 6,54×10 -14 2,88×10 39 0,0232,10×10 51 42,0 N 2,11×10 -14 0,93×10 39 0,0070,68×10 51 13,6 B1 8,62×10 -14 3,80×10 39 0,0302,77×10 51 55,5 B2 2,50×10 -14 1,10×10 39 0,0080,80×10 51 16,1 B3 2,93×10 -14 1,29×10 39 0,0100.94×10 51 18,8


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