Medio Interestelar. E = Ef - Ei = E(nf) - E(ni) = h ν. E = - k 2 Z 2 e 4 me/(2ħ 2 ) [1/ni 2-1/nf 2 ] y ν = E/h o λ = c/( E/h)

Transcripción

1 El modelo de Bohr: líneas de emisión del hidrógeno E = Ef - Ei = E(nf) - E(ni) = h ν E = - k 2 Z 2 e 4 me/(2ħ 2 ) [1/ni 2-1/nf 2 ] y ν = E/h o λ = c/( E/h) Si nf = y ni = 1 E = k 2 Z 2 e 4 me/(2ħ 2 ) = Z 2 ev Constante de Rydberg: RE = k 2 e 4 me/(2ħ 2 ) En = - Z 2 RE / n 2

2 El modelo de Bohr: líneas de emisión del hidrógeno

3 90% hidrógeno, 10% helio + metales D 1 - varios cientos de años luz (radio de Stromgren) n > cm -3 N* varios miles; M M T 10 4 K B varios nanoteslas Regiones HII (IC 4703)

4 Regiones HII M42 en Orión

5 Regiones HII en la Galaxia

6 Nubes de polvo oscuras Regiones oscuras (T=100K) son mucho más predominantes que las nebulosas de emisión Nubes de polvo oscuras (T=10K) de 10 7 átomos/m 3 a más de átomos/m 3 Mayoría mayores que el Sistema Solar, principalmente compuestas de gas Se hacen evidentes por la absorción de luz estelar visible debido a la presencia de polvo Emiten en el infrarrojo

7 En ciertas regiones interestelares del gas neutral frío (típicamente 20K), las densidades pueden alcanzar partículas por m 3. Moléculas interestelares Hasta los años 70, los astrónomos miraron estas regiones simplemente como nubes interestelares anormalmente densas, pero ahora se reconoce que pertenecen enteramente a una nueva clase de la materia interestelar. Las partículas del gas en estas regiones no están en forma atómica; son moléculas. Debido al predominio de moléculas en estas regiones interestelares densas, se conocen como nubes moleculares. Ellas literalmente dejan enanas a las nubes de emisión más grandes, que anteriormente se pensaron eran los residentes más masivos del espacio interestelar. Molécula de formaldehído (H 2 CO) mostrando una transición entre dos estados moleculares de rotación.

8 Por qué se encuentran sólo en las partes más oscuras y densas de las nubes interestelares? Polvo las apantalla de las radiaciones destructivas de alta energía Polvo actua como catalizador en la formación de moléculas Moléculas interestelares Absorción de formaldehído cerca de M20

9 La molécula de hidrógeno (H2) La molécula se forma en la superficie de los granos de polvo El hidrógeno molecular es más abundante en regiones de alta extinción

10 Trazadores moleculares Medio donde abunda hidrógeno molecular Línea de 21-cm sensible a HI, no a H 2 H 2 emite o absorbe sólo radiación UV, que es difícil de detectar Moléculas: CO, HCN, NH 3, H 2 O, CH 3 OH, H 2 CO otras (producidas por reacciones químicas) Son 1 millón a 1 billón de veces menos abundantes que HI Sin embargo, son importantes trazadores de la estructura de las nubes moleculares

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12 Radiación de 21 cm del hidrógeno neutro Para sondear el espacio interestelar más a fondo, necesitamos un método de observación general, versátil, que no dependa de estrellas o nebulosas convenientemente localizadas. Necesitamos una manera de detectar la materia interestelar neutral fría dondequiera que esté en el espacio con su propia radiación. El método descansa en las emisiones de radio de poca energía producidas por el gas interestelar mismo. En el caso del hidrógeno neutro, el material más abundante en el universo, el acoplamiento de espines del protón y del electrón produce radiación con λ=21 cm.

13 Radiación de 21 cm del hidrógeno neutro Los radio astrónomos pueden observar cualquier región interestelar que contenga bastante gas de hidrógeno para producir una señal perceptible. Incluso las regiones de baja densidad entre las nubes oscuras pueden ser estudiadas. La radiación llega sin ser interferida por el medio interestelar.

14 Medio interestelar en galaxias

15 Medio interestelar en galaxias

16 Medio interestelar en galaxias

17 Medio interestelar en galaxias

18 Medio interestelar en galaxias

19 La Galaxia

20 La Galaxia

21 La Galaxia

22 La Galaxia

23 La Galaxia ( millones de estrellas)

24 La Galaxia

25 La Galaxia

26 La Galaxia

27 La Galaxia Efecto Doppler z λ/λ = (λobs - λem)/λem

28 La Galaxia Rotación de nubes de gas alrededor del centro Galáctico

29 La Galaxia Rotación de nubes de gas alrededor del centro Galáctico Emisión de 21 cm de nubes de hidrógeno J=L+S: electron I: proton F=I+J: total λ = c/( E/h) = c/[(e(f=1)-e(f=0))/h]

30 La Galaxia Método de punto tangente Emisión de 21 cm de nubes de hidrógeno V(C)=Vr(R=Rmin)=Vr R0 sin(l) Válido para R<R0