MOLÉCULAS INTERESTELARES

Transcripción

1 MOLÉCULAS INTERESTELARES El espectro radio e IR del MI está plagado de líneas moleculares. Las moléculas se encuentran en preferencia en nubes frías, oscuras y polvorientas. H2 constituye el 25% de la masa del MI. Las nubes más masivas no muestran emisión ni absorción de HI. En ellas el H es casi todo molecular H2. H2 es de difícil detección directa. Se observa en líneas electrónicas en el UV (en absorción) o en líneas vibracionales (en el nir). CO más fácilmente medible. A pesar de que hay una molécula de CO por cada 10 4 de H2. Jaime Zamorano UCM Curso Astrofísica del MI 5º Físicas Jaime Zamorano (con -- Universidad aportaciones de Complutense Armando Gil de Paz de ) Madrid -- Curso

2 111 lines 8 molecules detected for the first time in an extragalactic source 25 different molecular species 2

3 Espectro del hot core, G327 en un rango de 0.5 GHz!!! 3

4 En el espectro de una molécula se observarán líneas producidas en transiciones electrónicas, vibracionales (incluidas ro-vibracionales) y rotacionales. 4 4

5 Transiciones electrónicas 5 5

6 Transiciones vibracionales y rotacionales 6 6

7 Potencial de Morse Energía de disociación Potencial de Morse Curva del potencial de una molécula binaria y su aproximación armónica. 7 7

8 Transiciones vibracionales La molécula separada de su posición de equilibrio tiende a recuperarla y oscila. La ecuación de Schrödinger: Frecuencia de oscilación en la aproximación armónica simple (resolviendo la ec. con el potencial parabólico de un OAS) Valores propios: aprox. oscilador armónico Con términos anarmónicos 8 8

9 9

10 Espectro ro-vibracional del 12 CO Para una molécula lineal la rama Q (Q-branch) está prohibida Para un potencial de Oscilador Armónico Δν=±1 En general, sobretonos (Δν=±2,3,4) son más débiles que el fundamental 10 10

11 Espectro IR de líneas de CO correspondientes a una banda vibracional obtenidas con el espectrómetro NOAO Phoenix La observación simultánea de esas líneas es una ventaja a la hora de determinación de condiciones físicas y abundancias

12 GL2591 ( 12

13 Transiciones rotacionales El campo eléctrico de una onda EM ejerce un par de fuerzas sobre un dipolo eléctrico. 13

14 Espectro rotacional puro Una pequeña cantidad de energía es suficiente para poner a rotar a una molécula que se encuentra en su estado fundamental. Si esta energía es menor que la necesaria para excitar el primer estado vibracional, se producirán transiciones rotacionales puras (mm y cm). Las moléculas tienen un momento de inercia alto ya que su radio es veces el radio de los átomos. La energía cinética de rotación: Momento angular J=I w 14

15 Espectro rotacional puro Resolviendo la ecuación de Schrödinger, Donde J es el número cuántico de momento angular J=0,1,2,... (no confundir con el mom. ang. total) Si la molécula es algo elástica (no completamente rígida), Se definen: Cte de estiramiento centrífugo D y la constante rotacional Be. El espectro resulta: ν 15 15

16 Los niveles se acercan cuando se tiene en cuenta el factor de estiramiento centrífugo (D) 16 16

17 Niveles de energía 17

18 La molécula de CO Transiciones más bajas de la escalera del 12 CO transición ΔE (K) ν (GHz) λ (mm) (J=1-0) (J=2-1) (J=3-2) CO fácilmente excitable 5.5 K ß à ev La escalera del CO 18

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20 La molécula de CO 0.87mm 1.3mm 115 GHz 2.7mm Espectro de emisión simulado para el CO La separación entre líneas es aprox 115 GHz 20

21 La molécula de CO Líneas más intensas del 12 CO T rot (K) J λ 10 2 à mm sub mm > IR lejano Región del espectro donde aparecerían las líneas rotacionales más intensas de acuerdo a la T de la nube (Tex=Trot). Las intensidades relativas de las líneas proporcionan Trot 21

22 22

23 Escalera de las transiciones de CO de galaxias externas 23

24 Intensidades de las líneas La determinación de las intensidades de las líneas se realiza análogamente al caso atómico. Las transiciones rotacionales (permitidas, tipo dipolar eléctrico) Probabilidad de la transición Momento dipolar eléctrico permanente de la molécula peso estadístico Función de partición: 24

25 Líneas moleculares Densidades, Temperaturas y Masas Los niveles rotacionales de energía más bajos de las moléculas más sencillas tienen energías del orden de K. Las líneas observadas proporcionan información sobre un amplio rango de condiciones físicas del MI. La radiación de líneas moleculares procede de nubes densas y frías que no presentan radiación en líneas atómicas. Las líneas moleculares son los únicos trazadores de condiciones físicas de las nubes moleculares. 25

26 Estados cuánticos La energía rotacional está cuantizada. Las colisiones con moléculas y átomos pueblan los niveles excitados o, lo que es lo mismo, cambian la energía rotacional de la molécula. 26

27 Radiación Las transiciones radiativas espontáneas se producen a niveles de energía inmediatamente inferiores. El fotón tiene frecuencia: Espectro de emisión: 27

28 Intensidad relativa como trazador de densidad Los niveles de energía pueden ser excitados bajo condiciones muy diferentes del MI bien sea por colisiones o por transiciones radiativas espontáneas. Muchas colisiones (alta densidad) Pocas colisiones (baja densidad) 28

29 Intensidad relativa como trazador de temperatura Alta temperatura significa mayor velocidad o energía de los colisionantes. Los niveles excitados de mayor energía estarán más poblados que a baja T. Las intensidades relativas nos informan de la T. Temperatura baja Temperatura alta 29

30 30

31 Intensidad relativa como trazador de temperatura Los niveles excitados de mayor energía estarán menos poblados: A baja Temperatura A baja Densidad La temperatura de excitación (Tex) se obtiene de la razón entre poblaciones de dos niveles. Tex puede ser baja debido a que la temperatura cinética (Tk) lo es o porque la densidad es baja. En régimen de baja densidad la Tex es generalmente diferente para diferentes transiciones. Comparando estas Tex para cada transición se separan los efectos de temperatura cinética y densidad. 31

32 Aproximación de dos niveles Emisividad de una línea Línea débil si es pequeña. 32

33 Aproximación de dos niveles Intensidad de la línea proporcional a Probabilidad de transición radiativa Población del nivel de origen. Línea débil si es pequeña. En este caso, las desexcitaciones colisionales son importantes incluso para densidades bajas. En el estado estacionario, la ecuación de balance detallado (ritmo de transiciones entre los dos niveles se iguala) 33

34 Aproximación de dos niveles Ritmo de transiciones colisionales Densidad de energía media del campo de radiación. Intensidad Usando las relaciones de Einstein Perfil normalizado Tk es la temperatura cinética 34

35 Aproximación de dos niveles Usando las relaciones de Einstein obtenemos las poblaciones relativas de los niveles que vienen dados por Tex. Tex no es ni la Tb ni la Tk. exp N2 g h = 2 ν 21 N1 g1 k T ex La emisividad: 35

36 Emisividad y temperatura de excitación versus C/A C/A pequeño à transiciones radiativas dominan, emisividad independiente de A 21 y Tex à Tb C/A grande à transiciones colisionales dominan, emisividad pequeña y Tex à Tk (termalización) 36

37 Aproximación de dos niveles La intensidad que mediríamos de esa línea (T 21 =Tex): 37

38 Aproximación de dos niveles La abundancia para La densidad total y la temperatura cinética son necesarias para comprender la física de las nubes moleculares. Si las colisiones dominan à Todas las T 21 se hacen iguales a Tk à Todas las líneas con τ>> 1 tendrían la misma intensidad. y 38

39 Temperatura cinética El MI es ópticamente espeso universalmente para esta línea. La probabilidad de la transición radiativa es muy pequeña à à Las colisiones dominan la excitación de la línea La temperatura cinética se obtiene directamente de la Tex (T 21 ) 39

40 Densidades A partir de líneas más débiles que las del CO (pues para las de CO el medio es ópticamente espeso). Existen muchas moléculas para las que T 21 < Tk debido a que los ritmos de excitación colisional son menores que los de emisiones espontáneas o desexcitación espontánea. Se resuelven simultáneamente las ecuaciones que ligan todos los niveles implicados Combinaciones (n,tk) compatibles con las múltiples transiciones medidas en cada molécula. 40

41 Densidades A mayor momento dipolar se necesita mayor densidad para elevar T 21 a Tk Diferentes moléculas muestrean diferentes regímenes de densidad. (n > 10 7 cm -3 para que J=3à 2 del CS llegue a 50K) 41

42 Densidades, Truco del CO Es un método para determinar densidades (y masas) de nubes a) si densidad tan baja que no se excitan emisiones de otras moléculas b) si las abundancias de otras moléculas son muy pequeñas. Abundancia solar: Si la nube es ópticamente delgada para Y 42

43 Densidades, Truco del CO Lo que se observa generalmente es, que implica La temperatura de excitación se obtiene de las observaciones de como 43

44 Densidades, Truco del CO Si se supone Y para líneas ópticamente delgadas 44

45 Relación N( 13 CO) - extinción correlacionada con la extinción Fuera de las nubes à fotones UV de la radiación interestelar destruyen la mayor parte de las moléculas. En el interior de las nubes à cantidad de moléculas destruidas depende del espesor óptico de la nube para esa radiación UV. 45

46 Relación abundancias CO H 2 Relación controvertida. Comparando abundancias de CO con las densidades de columna de H 2 obtenidas en el IR y UV, para nubes densas La masa total de la nube molecular se determina con esta densidad de columna y datos del tamaño angular y distancia. CO-to-H2 Conversion Factor 46

47 Nebulosa Protoplanetaria M1-92 en el óptico HST Bujarrabal et al. (1998) A&A 331,361 47

48 M1-92 en CO 48

49 M1-92 en CO MODELO M1-92 Condiciones físicas en M1-92 N(cm -3 ) T(K) Condensación central 1.5 x Conchas huecas 5 x Flujo Bipolar 5 x