Unità Didattica 6 Spettroscopia delle nebulose

1. Unità Didattica 6Spettroscopia delle nebulose

2. Orion nebula (M42)

3. Horsehead nebula

5. Livelli d’energia nell’atomo di H n=5 n=4 n=3 n=2 n=1

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

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

8. æ ö 1 1 ç ÷ - = - ´ - E E 13.6 (eV) ç ÷ 2 1 2 2 n n è ø 2 1 = ü n 2 2 Þ - = = E E ΔE 10.2 (eV) ý 2 1 = n 1 þ 1 ´ h c Å = ´ = Þ = ΔE h ν λ 1216 λ costante di Planck h = 6.6x10-27 erg s velocità della luce c = 3x1010 cm s-1

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

10. A0 = AI A+ = AII A++ = AIII A+++ = AIV 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)

11. transizioni fra stati legati

12. transizioni fra stati legati e liberi

13. A+ e- transizioni fra stati liberi

15. K=1/2 mev2 Energia cinetica Energia di ionizzazione E0 La fotoionizzazione

16. cioè Condizione per avere fotoionizzazione: Potenziali di ionizzazione (eV)

17. e- A0 A+ La probabilità che un fotone ionizzante (n > n0) sia catturato da un atomo è uguale per qualsiasi fotone ionizzante di qualsiasi frequenza?  NO! Essa dipende da n-3, cioè è più bassa per fotoni ad alta frequenza, ossia per fotoni molto energetici.

18. e- A+ A0 Righe di ricombinazione 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. m n densità di atomi con elettroni a livello m (cm-3) probabilità di transizione spontanea dal livello m a livello n (s-1) emissività della riga energia del fotone emesso (erg) Quanto impiega un elettrone a scaricarsi dal livello 2 al livello 1?

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

22. 4 3 2 Decremento di Balmer T=10 000 K

23. Ha Hb Hg

24. H0 H+ + H0 H+ Rs I primi fotoni ionizzanti ad essere catturati saranno quelli con n = n0, gli ultimi saranno quelli più energetici, cioè con n >> n0, i quali si saranno allontanati di più dalla stella. Stella centrale Sfera di Strömgren Nube di H

25. Temperatura superficiale della stella (K) Raggio della sfera di Strömgren (pc) Densità di idrogeno (cm-3) Numero di fotoni ionizzanti (s-1) NH=10 cm-3

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

27. [O III] Hb [O II] Hg [Ne III] He II [N II] [O III] Ha [O I] [S II] He I

29. e- A+ A+ e-

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. poche eccitazioni nm • poche diseccitazioni mn • dominano le transizioni spontanee Ne è troppo bassa • dominano le collisioni • eccitazioni da n e m verso livelli superiori a m • pochi atomi con elettroni al livello m Ne è troppo alta Densità critica Nc Che valore deve avere la densità elettronica Ne per consentire di osservare una transizione proibita fra due livelli m e n ?  Esiste un valore di Nc per ogni riga proibita  Le righe proibite raggiungono la max intensità per Ne=Nc

32. 3 4363 2 5007 4959 1 Misura di Te Utilizzando le righe di [O III] a 4363, 4959 e 5007 Å si ottiene:

33. Per Ne < 105 cm-3 questo rapporto è funzione solo di Te:

34. 3 2 6716 6731 1 I6716/I6731 dipende molto da Ne e poco da Te Misura di Ne Utilizzando le righe di [S II] a 6716 e 6731 Å si ottiene: Se Ne è bassa: Se Ne è alta: