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Unità Didattica 6 Spettroscopia delle nebulose. Orion nebula (M42)

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Presentazione sul tema: "Unità Didattica 6 Spettroscopia delle nebulose. Orion nebula (M42)"— Transcript della presentazione:

1 Unità Didattica 6 Spettroscopia delle nebulose

2 Orion nebula (M42)

3 Horsehead nebula

4

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

6 n=1 n=2 n=3 n=4 n=5

7 n=1 n=2 n=3 n=4 n=5

8 λ velocità della luce c = 3 x cm s λ ch νhΔE (eV)10.2ΔEEE 1n 2n (eV) n 1 n EE Å costante di Planck h = 6.6 x erg s

9 Attenzione Non tutti i salti fra livelli denergia sono permessi Esistono delle regole, dette regole di SELEZIONE, imposte dalla meccanica quantistica! 1216 Å 1015 Å 6563 Å 4861 Å Atomo di H

10 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 = AI A + = AII A ++ = AIII A +++ = AIV

11 transizioni fra stati legati

12 transizioni fra stati legati e liberi

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

14

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

16 Condizione per avere fotoionizzazione: IIIIIIIV H13.6 He O N S Potenziali di ionizzazione (eV) cioè

17 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.

18 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.

19 Ricombinazione a livello fondamentale Ricombinazione a cascata

20 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

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

22 2 4 3 Decremento di Balmer 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= K

23 H H H

24 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.

25 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) O x O x O x B x N H =10 cm -3

26 Righe proibite 4959 Å 5007 Å 4363 Å [O III] Livelli metastabili

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

28

29 e-e- A+A+ e-e- A+A+

30 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.

31 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

32 Misura di T e Utilizzando le righe di [O III] a 4363, 4959 e 5007 Å si ottiene:

33 Per N e < 10 5 cm -3 questo rapporto è funzione solo di T e :

34 Misura di N e I 6716 /I 6731 dipende molto da N e e poco da T e Se N e è bassa: Se N e è alta: Utilizzando le righe di [S II] a 6716 e 6731 Å si ottiene:


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