Introducción Polvo interestelar Gas interestelar. Sistemas Estelares. curso Medio interestelar. Imágenes y gráficos de apoyo a las clases
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- Esther Farías
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1 Sistemas Estelares curso 2016 Medio interestelar Imágenes y gráficos de apoyo a las clases Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas Universidad Nacional de La Plata, Argentina Profesor Asociado: Dr. Sergio A. Cellone Esto no es un apunte de clases
2 Temario 1 Introducción 2 Polvo interestelar Extinción Polarización Dispersión Reflexión Emisión 3 Gas interestelar Emisión Hidrógeno neutro (Hi) Gas muy caliente Gas neutro y molecular Relación gas polvo Ecuación de enriquecimiento químico del MIE
3 Medio interestelar 1 Introducción 2 Polvo interestelar Extinción Polarización Dispersión Reflexión Emisión 3 Gas interestelar Emisión Hidrógeno neutro (Hi) Gas muy caliente Gas neutro y molecular Relación gas polvo Ecuación de enriquecimiento químico del MIE
4 Material interestelar
5 Medio interestelar 1 Introducción 2 Polvo interestelar Extinción Polarización Dispersión Reflexión Emisión 3 Gas interestelar Emisión Hidrógeno neutro (Hi) Gas muy caliente Gas neutro y molecular Relación gas polvo Ecuación de enriquecimiento químico del MIE
6 Extinción Nebulosas oscuras (ver
7 Extinción Nebulosas oscuras
8 Extinción Nebulosas oscuras Barnard 68 óptico IR cercano
9 Extinción Curva media de extinción en la VL
10 Polarización Onda plana
11 Polarización Ejemplos en fotografía
12 Polarización Ejemplos en fotografía
13 Polarización Ejemplos en fotografía
14 Polarización Ejemplos en fotografía
15 Polarización Parámetros de Stokes
16 Polarización Distribución de P en la Vía Láctea 1 kpc < d < 1.5 kpc 100 pc < d < 200 pc
17 Polarización Distribución de P en la Vía Láctea 1 kpc < d < 1.5 kpc
18 Polarización Distribución de P en la Vía Láctea 100 pc < d < 200 pc
19 Dispersión Albedo ( ) Luminosidad interceptada por la nube: L Ω λ 4π ( Luminosidad observada (transmitida): L Ω λ 4π) A λ ( ) [ ] Luminosidad extinguida: L Ω λ 4π A λ ( ) [ ] Luminosidad dispersada: γ λ L Ω λ 4π A λ ( ) [ ] Luminosidad absorbida: (1 γ λ ) L Ω λ 4π A λ
20 Dispersión Función de fase
21 Reflexión Nebulosas de reflexión Las Pléyades (Marco Lorenzi) (
22 Reflexión Nebulosas de flujo integrado Mapa (negativo) del Espolón Polar. Polvo iluminado por la luz integrada del disco de la Galaxia.
23 Reflexión Absorción - reflexión del polvo en el IR Reflexión por partículas de tamaño 1 µm
24 Emisión Ventanas de transmisión atmosférica
25 Emisión Emisión térmica del polvo Spitzer Space Telescope µm
26 Medio interestelar 1 Introducción 2 Polvo interestelar Extinción Polarización Dispersión Reflexión Emisión 3 Gas interestelar Emisión Hidrógeno neutro (Hi) Gas muy caliente Gas neutro y molecular Relación gas polvo Ecuación de enriquecimiento químico del MIE
27 Emisión Nebulosas de emisión RCW38 (VLT, ESO)
28 Emisión Nebulosas de emisión Nebulosa de Orión Cámara HAWK-I (VLT-ESO), Infrarrojo cercano
29 Emisión Detección y estudio del gas interestelar Fenómeno Objeto/emisor Región espectral Líneas de emisión atómica reg. Hii óptico Emisión libre-libre (continuo) RSN radio - óptico gas caliente Líneas de absorción espectros estelares óptico Emisión gas neutro Hi radio Emisión gas molecular CO, etc. mm - radio Emisión térmica gas muy plasma EUV - X caliente Absorción gas frío (O, Fe) X
30 Emisión Regiones Hii N o de iones permanece constante para cada ionización recombinación al nivel n = 1. Serie de Lyman Ly α Ly β Ly γ (límite) λ nm nm 97.3 nm 91.2 nm
31 Emisión Regiones Hii ionizante N R S O5 V s cm (20.1 pc) B0 V s cm (2.2 pc) G2 V s cm ( pc) Líneas prohibidas más importantes: [Oiii]: [Oii]: [Neiii]: [Sii]: λ = Å λ = Å λ = Å λ = Å
32 Emisión Regiones Hii ionizante N R S O5 V s cm (20.1 pc) B0 V s cm (2.2 pc) G2 V s cm ( pc) Líneas prohibidas más importantes: [Oiii]: [Oii]: [Neiii]: [Sii]: λ = Å λ = Å λ = Å λ = Å
33 Hidrógeno neutro (Hi) Observación del Hi La línea de 21 cm puede detectarse en absorción o en emisión.
34 Hidrógeno neutro (Hi) Observación del Hi
35 Gas muy caliente Chimeneas y gusanos en la Vía Láctea
36 Gas muy caliente Chimeneas y gusanos en la Vía Láctea Canadian Galactic Plane Survey,
37 Gas muy caliente Chimeneas y gusanos en la Vía Láctea
38 Gas muy caliente Chimeneas y gusanos en la Vía Láctea Nube de gas en forma de hongo elevándose unos 300 pc sobre el disco de la Vía Láctea. Posiblemente originada por la colisión de una nube de alta velocidad.
39 Gas neutro y molecular Distribución radial
40 Relación gas polvo Relación observacional entre gas y polvo N H : densidad columnar de hidrógeno (H + H 2 ) (Güver & Özel 2009): N H = (2.21 ± 0.09) A V m 2 R R n H 1 cm 3 = 10 6 m 3 (típico) Integrando sobre una visual de longitud d: ( ) d N H = m 2 kpc ( ) d A V 1.5 [mag]. kpc
41 Relación gas polvo Relación observacional entre gas y polvo N H : densidad columnar de hidrógeno (H + H 2 ) (Güver & Özel 2009): N H = (2.21 ± 0.09) A V m 2 R R n H 1 cm 3 = 10 6 m 3 (típico) Integrando sobre una visual de longitud d: ( ) d N H = m 2 kpc ( ) d A V 1.5 [mag]. kpc
42 Relación gas polvo Línea visual fuera del disco de la VL Modelo de Hubble: A V = κ cosec(b) m = M log(d) + A V log(d) = m M + 5 A V. 5 log N (m) = 3 log(d) + C 1 = 3 5 (m A V M) + C 2 = 0.6(m A V ) + C 3 = 0.6 (m κ cosec(b)) + C
43 Relación gas polvo Línea visual fuera del disco de la VL Modelo de Hubble: A V = κ cosec(b) m = M log(d) + A V log(d) = m M + 5 A V. 5 log N (m) = 3 log(d) + C 1 = 3 5 (m A V M) + C 2 = 0.6(m A V ) + C 3 = 0.6 (m κ cosec(b)) + C
44 Relación gas polvo Línea visual fuera del disco de la VL log N (m) = 0.6 (m κ cosec(b)) + C
45 Ecuaci on de enriquecimiento qu imico del MIE Modelo de caja cerrada Hipótesis: no entra ni sale material (conservación de la masa) inicialmente todo gas, sin elementos pesados (Z(0) = 0) las estrellas masivas devuelven inmediatamente gas enriquecido al MIE turbulencia mezcla inmediata del gas.
46 Ecuaci on de enriquecimiento qu imico del MIE Modelo de caja cerrada Hipótesis: no entra ni sale material (conservación de la masa) inicialmente todo gas, sin elementos pesados (Z(0) = 0) las estrellas masivas devuelven inmediatamente gas enriquecido al MIE turbulencia mezcla inmediata del gas.
47 Ecuaci on de enriquecimiento qu imico del MIE Modelo de caja cerrada Hipótesis: no entra ni sale material (conservación de la masa) inicialmente todo gas, sin elementos pesados (Z(0) = 0) las estrellas masivas devuelven inmediatamente gas enriquecido al MIE turbulencia mezcla inmediata del gas.
48 Ecuaci on de enriquecimiento qu imico del MIE Modelo de caja cerrada Hipótesis: no entra ni sale material (conservación de la masa) inicialmente todo gas, sin elementos pesados (Z(0) = 0) las estrellas masivas devuelven inmediatamente gas enriquecido al MIE turbulencia mezcla inmediata del gas.
49 Ecuaci on de enriquecimiento qu imico del MIE Modelo de caja cerrada Definiciones: M g : masa total del gas M p : masa de gas en elementos pesados M s : masa en estrellas Masa: M(t) = M = M g (t) + M s (t) Metalicidad del gas: Z = M p M g (Recordar Z 0.02)
50 Ecuaci on de enriquecimiento qu imico del MIE Modelo de caja cerrada Definiciones: M g : masa total del gas M p : masa de gas en elementos pesados M s : masa en estrellas Masa: M(t) = M = M g (t) + M s (t) Metalicidad del gas: Z = M p M g (Recordar Z 0.02)
51 Ecuaci on de enriquecimiento qu imico del MIE Modelo de caja cerrada Definiciones: M g : masa total del gas M p : masa de gas en elementos pesados M s : masa en estrellas Masa: M(t) = M = M g (t) + M s (t) Metalicidad del gas: Z = M p M g (Recordar Z 0.02)
52 Ecuaci on de enriquecimiento qu imico del MIE Modelo de caja cerrada t = 0 t M g (0) M g (t) < M g (0) M s (0) = 0 M s (t) = M g (0) M g (t)
53 Ecuaci on de enriquecimiento qu imico del MIE Modelo de caja cerrada Cada generación de estrellas (evento de formación estelar): dm s = dm g : queda encerrado en estrellas de baja masa. p dm s = p dm g : masa de elem. pesados formados que vuelve al MIE. p: yield
54 Ecuaci on de enriquecimiento qu imico del MIE Modelo de caja cerrada dm p = p dm g Z dm s = (Z p) dm g ( ) M dz = d p M g = dm p M g M p dm M 2 g g = 1 M g ( dm p M p M g dm g ) dz = 1 M g ( dm p Z dm g ) dz = 1 M g [ (Z p) dm g Z dm g ]
55 Ecuaci on de enriquecimiento qu imico del MIE Modelo de caja cerrada dm p = p dm g Z dm s = (Z p) dm g ( ) M dz = d p M g = dm p M g M p dm M 2 g g = 1 M g ( dm p M p M g dm g ) dz = 1 M g ( dm p Z dm g ) dz = 1 M g [ (Z p) dm g Z dm g ]
56 Ecuaci on de enriquecimiento qu imico del MIE Modelo de caja cerrada dm p = p dm g Z dm s = (Z p) dm g ( ) M dz = d p M g = dm p M g M p dm M 2 g g = 1 M g ( dm p M p M g dm g ) dz = 1 M g ( dm p Z dm g ) dz = 1 M g [ (Z p) dm g Z dm g ]
57 Ecuaci on de enriquecimiento qu imico del MIE Modelo de caja cerrada dm p = p dm g Z dm s = (Z p) dm g ( ) M dz = d p M g = dm p M g M p dm M 2 g g = 1 M g ( dm p M p M g dm g ) dz = 1 M g ( dm p Z dm g ) dz = 1 M g [ (Z p) dm g Z dm g ]
58 Ecuaci on de enriquecimiento qu imico del MIE Modelo de caja cerrada dz = p dm g M g El cambio en Z es proporcional a la variación relativa en M g
59 Ecuaci on de enriquecimiento qu imico del MIE Modelo de caja cerrada Z(t) = t 0 dz dt dt = t p dm g 0 M g dt dt = p M g (t) dm g M g (0) M g = [ ( p ln M g (t) ) ( ln M g (0) )] = p ln [ M g (t) M g (0) M g (t) = M g (0) exp ] ( Z(t) ) p
60 Ecuaci on de enriquecimiento qu imico del MIE Modelo de caja cerrada Z(t) = t 0 dz dt dt = t p dm g 0 M g dt dt = p M g (t) dm g M g (0) M g = [ ( p ln M g (t) ) ( ln M g (0) )] = p ln [ M g (t) M g (0) M g (t) = M g (0) exp ] ( Z(t) ) p
61 Ecuaci on de enriquecimiento qu imico del MIE Modelo de caja cerrada [ ( M s [< Z(t)] = M s (t) = M g (0) M g (t) = M g (0) 1 exp Z(t) )] p M s [< αz(t)] M s [< Z(t)] [ ( M g (0) 1 exp = [ ( M g (0) 1 exp x = exp αz(t) p Z(t) p ( Z(t) ) = M g(t) p M g (0) )] )] = 1 xα 1 x,
62 Ecuaci on de enriquecimiento qu imico del MIE Modelo de caja cerrada [ ( M s [< Z(t)] = M s (t) = M g (0) M g (t) = M g (0) 1 exp Z(t) )] p M s [< αz(t)] M s [< Z(t)] [ ( M g (0) 1 exp = [ ( M g (0) 1 exp x = exp αz(t) p Z(t) p ( Z(t) ) = M g(t) p M g (0) )] )] = 1 xα 1 x,
63 Ecuaci on de enriquecimiento qu imico del MIE Modelo de caja cerrada Estimación razonable en la vecindad solar: x 0.1 Tomando α = 1 3 : M s [< 1 3 Z] M s [< Z] = = 0.6( 60 %) Valor observado: Z < 1 3 Z ( 2 %)
64 Ecuaci on de enriquecimiento qu imico del MIE Modelo de caja cerrada Estimación razonable en la vecindad solar: x 0.1 Tomando α = 1 3 : M s [< 1 3 Z] M s [< Z] = = 0.6( 60 %) Valor observado: Z < 1 3 Z ( 2 %)
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