Astronomia

Determinazione dei rapporti di linea nella nebulosa planetaria

Determinazione dei rapporti di linea nella nebulosa planetaria

So che il rapporto di forza della linea ci dice quanto è caldo il plasma di elettroni in una nebulosa e fornisce anche informazioni sulle densità di elettroni nella nebulosa. Ma come si calcolano i rapporti di linea? Supponiamo di considerare due righe di emissione (entrambe vietate) che decadono allo stato fondamentale. Se ho i coefficienti di Einstein A e i pesi statistici, come calcolo i rapporti di linea? Qualsiasi spiegazione (preferibilmente con esempi) sarà molto apprezzata.


Hai bisogno di un modello per l'eccitazione della linea. Ma dal momento che dici di avere due linee proibite, puoi provare ad assumere che la densità sia ben al di sotto della "densità critica" (che è la densità in cui i livelli superiori delle transizioni vengono spenti dalle collisioni invece di aspettare il tempo necessario perché avvenga la transizione radiativa "proibita"). Quindi se stai parlando di due transizioni dallo stesso livello superiore, il rapporto di linea è semplicemente il rapporto dei valori di Einstein A per le due transizioni (nota che il valore di Einstein A normalmente include già i pesi statistici dei livelli inferiori). Se stai parlando di due diversi livelli superiori, allora hai bisogno di un modello per come vengono popolati quei livelli superiori e i rapporti di linea saranno i rapporti delle popolazioni di livello superiore per i valori di Einstein A. Non è sempre facile sapere come vengono popolati i livelli superiori, ecco perché è difficile darti una risposta alla tua domanda, dipende molto dal contesto. Ma la principale semplificazione dell'uso delle linee proibite è che non devi preoccuparti che i fotoni vengano riassorbiti prima che escano. (Un dettaglio è che i rapporti di linea sono spesso dati in termini di rapporti di flusso di energia, piuttosto che rapporti di fotoni, quindi dovresti moltiplicare i valori di Einstein A per le energie dei fotoni se le transizioni sono a energie molto diverse.)


Determinazione dei rapporti delle linee nella nebulosa planetaria - Astronomia

Le immagini della nebulosa planetaria ellittica NGC 7009 sono state ottenute con filtri a banda stretta centrati nella maggior parte delle principali righe di emissione ottica. Le immagini Hα e [OIII]5007A rivelano un alone circolare esteso e ad alta eccitazione attorno al corpo ellittico centrale del planetario. Un'immagine [SIII]9069A mostra una condensazione esterna localizzata, precedentemente non segnalata. È stata ottenuta la diagnostica bidimensionale del plasma. L'alone è interamente eccitato dai fotoni, mentre gli effetti gas-dinamici giocano un ruolo importante nel determinare la forma e l'eccitazione delle regioni interne. L'esistenza di shock di prua può essere dedotta dalle immagini dei rapporti proibiti alla linea di Balmer. Se la forma della nebulosa interna è dovuta alla rotazione del nucleo della nebulosa planetaria (PNN), il progenitore di NGC 7009 era probabilmente una stella di sequenza principale di circa 2 M sole _, e la massa dell'alone è di circa 1 M sole _. La nebulosa interna contiene due anelli di materiale, probabilmente legati a episodi di perdita di massa. Gli anelli non sono allineati. Se questo disallineamento è dovuto alla precessione del PNN, troviamo un periodo di precessione di circa 30.000 anni. Se la precessione è guidata da una stella compagna, quest'ultima si trova

4.5R sole _ dal PNN. Non ci si aspetterebbe un involucro comune allo stadio attuale di evoluzione di questo sistema.


La nebulosa planetaria lampeggiante

Un'immagine del telescopio spaziale Hubble della nebulosa planetaria lampeggiante NGC 6826 (con elaborazione aggiuntiva di Judy Schmidt)

Mentre la Via Lattea lungo la spina dorsale della costellazione del Cigno, il Cigno, offre molti ottimi bersagli per gli astronomi, vale la pena esplorare anche le ali della costellazione, specialmente nei mesi da luglio a ottobre, quando la costellazione si trova vicino al meridiano. In questo breve tour, attraversiamo in punta di piedi l'ala occidentale del Cigno e ispezioniamo il notevole Blinking Planetary, NGC 6826, e alcuni altri intriganti oggetti del cielo profondo.

Prima di arrivare al Planetario Lampeggiante, diamo un'occhiata alla stella più luminosa in questa parte del cielo. Si tratta di 8217 δ (delta) Cygni, un sistema stellare triplo di terza magnitudine a circa 165 anni luce di distanza. Una stella così brillante in una parte prominente del cielo merita un nome proprio, ma la maggior parte delle mappe stellari la etichetta semplicemente δ Cygni, anche se alcuni la chiamano Rukh o Al-Fawari. Le generazioni future daranno sicuramente un altro nome a questa stella. Quando la Terra traballante dirigerà il suo asse verso Cygni in poco più di 9.200 anni, sarà chiamata, per un po', la Stella Polare.

Posizione di NGC 6826, il Planetario Lampeggiante, nell'ala occidentale di Cygnus, il Cigno. Viene mostrato anche l'ammasso stellare NGC 6811 (creato con SkyX Serious Astronomer Edition da Software Bisque).

Dai un'occhiata alla stella con il tuo telescopio e vedrai la componente principale di terza magnitudine come una gemma blu-bianca. Il compagno di sesta magnitudine bianco come l'osso si trova a circa 2,4 e 8243 di distanza, il che rende difficile discernere in un cielo instabile. Avrai bisogno di circa 75x per dividere questa coppia in un piccolo telescopio. La compagna nana rossa, molto più debole, brilla alla dodicesima magnitudine ed è molto difficile da distinguere dalle stelle sullo sfondo.

OK, ora passiamo al Planetario Lampeggiante. Catalogato come NGC 6826, si trova appena a sud-est della stella iota (ι) Cygni, e appena a ovest di una linea che si estende da kappa (κ) a iota ( with) con una lunghezza pari alla distanza tra le due stelle. Il planetario di nona magnitudine è abbastanza piccolo, solo 25/8243 di diametro apparente, quindi sembra quasi stellare a 50x. Puoi determinare se hai effettivamente trovato la nebulosa aumentando l'ingrandimento per ingrandire il disco. A 120x o più, la nebulosa rivelerà una forma ovviamente ovale e un sottile colore blu-verde. La stella centrale di decima magnitudine di NGC 6826 è abbastanza evidente in un piccolo telescopio. Questa stella sta generando la nebulosa mentre libera i suoi strati esterni dal suo rovente nucleo centrale.

Il video qui sotto mostra la nebulosa attraverso un intensificatore di immagine e ti dà un'idea di come appare ad alto ingrandimento.


Il Planetario Lampeggiante è un oggetto che dimostra in modo più drammatico l'effetto della visione distolta. Fissate direttamente questa nebulosa planetaria blu-verde per diversi secondi e vedrete solo la stella centrale. Guarda leggermente di lato e la debole nebulosa intorno alla stella appare all'improvviso. Quando passi dalla visione diretta a quella distolta, la nebulosa sembra accendersi e spegnersi. È dannatamente impressionante. L'uso di un filtro nebulosa (come un filtro UHC o OIII) aumenta il contrasto della nebulosa rispetto allo sfondo del cielo, ma rovina l'effetto lampeggiante.

L'ammasso stellare aperto NGC 6811 nel Cigno (credit: Roberto Mura/Wikipedia)

Se hai fame di ulteriori osservazioni, cerca l'incantevole piccolo ammasso stellare aperto NGC 6811. Si trova appena a ovest della linea tra δ Cyg e ι Cyg e molto più vicino al primo. Il piccolo grappolo è molto affascinante per l'assortimento di forme a cui assomiglia. Alcuni dicono che assomigli a un anello di fumo, altri dicono che assomigli alla Liberty Bell, e altri vedono il copricapo di Nefertiti, per esempio. Porta il tuo telescopio fino a un ingrandimento moderato di circa 50-80x e osserva l'ammasso da vicino e con attenzione. Che forma vedi?


Esercizio 2: Rilevamento dell'arrossamento interstellare

In questo esercizio imparerai come l'arrossamento interstellare influenza lo spettro di una nebulosa planetaria. Confrontando gli spettri di diverse nebulose, sarai in grado di determinare quali sono più o meno interessate dall'arrossamento interstellare. Combinando questi risultati con le latitudini galattiche di queste nebulose planetarie, sarai in grado di concludere qualcosa sulla distribuzione della polvere interstellare nella nostra Via Lattea.

Il Decreto Balmer

Nel modello di Bohr dell'atomo di idrogeno ci sono molti livelli energetici distinti, tra i quali gli elettroni possono trasferirsi se emettono o assorbono la giusta quantità di energia. I movimenti verso l'alto richiedono l'assorbimento di energia, mentre quelli verso il basso rilasciano energia. Le transizioni elettroniche discendenti che terminano sul secondo livello energetico sono chiamate serie di Balmer e sono importanti nell'astronomia ottica, poiché queste sono le uniche transizioni che coinvolgono la luce visibile. I primi tre di questi sono chiamati H &alfa, H&beta, e H&gamma, rispettivamente per le transizioni da 3-2, 4-2 e 5-2. Quando molti atomi di idrogeno ionizzato si ricombinano, come in una nebulosa planetaria in cui gli atomi vengono ionizzati e ricombinati continuamente, gli elettroni catturati scendono a cascata attraverso i livelli di energia, emettendo fotoni delle lunghezze d'onda appropriate mentre cadono. La probabilità di un particolare salto verso il basso è dettata da costanti atomiche, e quindi è possibile calcolare i rapporti di tutte le possibili transizioni. Questo porta al "decremento di Balmer", i ben noti rapporti tra le intensità delle linee di Balmer, dove H&alfa è la linea più forte, H&beta è più debole, H&gamma è ancora più debole, e così via. In condizioni tipiche nelle nebulose planetarie questi rapporti sono (da Osterbrock, Astrophysics of Planetary Nebulae and Active Galactic Nuclei, University Science Books, 1989):

Il fenomeno dell'arrossamento interstellare

Quindi, il decremento di Balmer, i rapporti di intensità delle linee di Balmer in tutte le nebulose planetarie, dovrebbero essere più o meno gli stessi. Tuttavia, questo non è ciò che si osserva. L'arrossamento interstellare prodotto da particelle di polvere di dimensioni micron attenua selettivamente la luce a lunghezza d'onda più corta e più blu più di quanto non faccia la luce a lunghezza d'onda più lunga e più rossa, portando a rapporti di linea di Balmer che differiscono sistematicamente dalle previsioni teoriche. Si osserverà che una nebulosa planetaria che giace dietro una nuvola di polvere interstellare ha i rapporti di intensità H&alfa/H&beta Di più superiore a 2,86 e H&gamma/H&beta Di meno di 0,47. Maggiore è la polvere, maggiore è la disparità tra i decrementi di Balmer osservati e teorici. Capovolgendo questo concetto, dalla dimensione della discrepanza tra i decrementi di Balmer osservati e teorici, gli astronomi possono dedurre la quantità di arrossamento interstellare, e quindi di polvere, tra noi e una data nebulosa planetaria.

La Via Lattea e le coordinate galattiche

Il nostro sistema solare e tutte le nebulose planetarie in questo database risiedono nella Via Lattea. La Via Lattea è una spirale appiattita di stelle, gas e polvere, circondata da una regione più sferoidale, estesa e molto più diffusa, chiamata alone galattico. Le posizioni nella Via Lattea sono opportunamente specificate da coordinate galattiche, simili a latitudine e longitudine viste da qualcuno che osserva dal centro della Terra. L'origine del sistema di coordinate galattiche, tuttavia, non è al centro della Via Lattea, ma piuttosto si trova nella posizione del sole, perché è lì che siamo mentre osserviamo il cielo.

La pagina Sfoglia di questo sito Web elenca le coordinate galattiche per ogni nebulosa planetaria come "lll.l (segno)bb.b", dove lll.l è la longitudine galattica in gradi e bb.b è la latitudine galattica in gradi. Il segno più o meno prima della latitudine galattica indica se l'oggetto è rispettivamente al di sopra o al di sotto del piano galattico.

L'esercizio

Di seguito sono elencate otto nebulose planetarie. Per ciascuno di essi stimerai le intensità relative dell'H&alfa e H&beta linee e confrontarle con la previsione teorica di 2,86 e tra loro. Infine, potrai trarre alcune conclusioni sulla distribuzione della polvere nella Via Lattea.


Determinazione dei rapporti delle linee nella nebulosa planetaria - Astronomia

Sebbene le nebulose planetarie siano note da molto tempo, la comprensione di cosa sono ha dovuto attendere l'avvento della spettroscopia in astronomia. Alla fine del 1800, quando la spettroscopia stellare fu usata per la prima volta, le persone furono sorprese nello scoprire che le PN avevano spettri di pura riga di emissione, piuttosto che un continuum con righe di assorbimento come si trovava per le stelle. Inizialmente non è stato possibile identificare le righe più luminose negli spettri PN, portando all'ipotesi che un elemento sconosciuto, chiamato "nebulium", stesse producendo queste righe. Tuttavia, ulteriori osservazioni hanno mostrato che varie di queste linee non identificate variavano in forza da un oggetto all'altro in un modo che indicava che provenivano da elementi diversi, e questa idea del "nebulium" fu abbandonata abbastanza rapidamente.

Aspetto dello spettro solare

Ecco come appare lo spettro solare visto con un prisma, che mostra il continuum luminoso e le linee scure di assorbimento della stella. (Questa immagine è creata da uno spettro digitale di una stella G2V simile al Sole, piuttosto che da un vero spettro prismatico. Ho visto lo spettro solare ad occhio usando uno spettrografo a reticolo e posso garantire che assomigliava molto a questo immagine. Con un prisma, che non ha una buona risoluzione della lunghezza d'onda, molte delle linee più deboli sarebbero difficili da vedere a un'ispezione casuale.)

Un tipico spettro della nebulosa planetaria (scala di luminosità lineare)

Questa immagine dello spettro è costituita dallo spettro osservato della PN NGC 7027, che è una PN luminosa e abbastanza compatta in Cygnus. La linea verde davvero brillante a 5007 Angstrom e la linea di accompagnamento più debole a 4959 Angstrom fanno sì che questi PN sembrino verdi alla vista. Quando viene visualizzato in questo modo, puoi vedere facilmente solo una linea verde brillante e ho dovuto contrassegnare le altre due linee appena visibili nello spettro con le frecce. Puoi appena vedere una linea rossa, la linea alfa di 6563 Angstrom H, nello spettro se guardi bene o se ingrandisci l'immagine. (Come con lo spettro G2V sopra, tutti questi spettri sono spettri prismatici simulati basati su moderni spettri digitali di oggetti, o sono il risultato di simulazioni dell'emissione nebulare.)

La linea a 5007 Angstroms è spesso la linea più forte negli spettri delle PN, e quindi viene utilizzata nelle indagini di imaging per scoprire questi oggetti, specialmente nelle galassie esterne. Prendendo un'immagine sulla linea spettrale e un'altra immagine appena fuori dalla linea e sottraendo le immagini, i PN appaiono come oggetti luminosi mentre le stelle normali sottraggono dall'immagine differenza. La linea è dovuta all'ossigeno doppiamente ionizzato, quindi la stella centrale deve essere piuttosto calda per ionizzare gli atomi di ossigeno a O+2. PN molto "giovani" che stanno ancora diventando più caldi potrebbero non essere in grado di eccitare questa linea, e PN molto "vecchi" in cui la stella si è raffreddata potrebbero anche non avere questa linea, ma una grande parte di loro ha questa linea come linea più forte nello spettro ottico.

Lo stesso spettro della nebulosa planetaria, ridimensionato per mostrare linee deboli

Quando l'immagine viene visualizzata con una scala di intensità logaritmica, come sopra, diventa chiaro che sono presenti molte altre linee, ma generalmente sono molto più deboli delle linee forti. L'occhio umano vede la luminosità su una scala logaritmica, quindi se lo spettro potesse essere reso abbastanza luminoso una persona vedrebbe le linee deboli e le linee forti come mostrato sopra.

Alcune delle linee qui potrebbero essere identificate come dovute all'idrogeno e all'elio, mentre molte delle altre linee non sono state inizialmente identificate. Se confronti questo spettro con i due spettri simulati sotto puoi vedere che una linea gialla è dovuta a He e che ci sono quattro linee della serie Hydrogen Balmer presenti nello spettro NGC 7027. Se si guarda si trova infatti un numero di righe He nello spettro oltre alla forte linea gialla.

Spettro di idrogeno puro simulato

Questo proviene da un calcolo computerizzato dello spettro di una nebulosa di idrogeno puro, dal momento che non ho uno spettro di una cosa del genere.

Spettro simulato di solo idrogeno ed elio

Questo proviene da un calcolo computerizzato dello spettro di una nebulosa con solo idrogeno ed elio, dal momento che non ho uno spettro di una cosa del genere.

Potresti vederlo meglio con gli spettri affiancati (H sopra, lo spettro NGC 7027 nel mezzo, H più He sotto):

Circa 100 anni fa le misteriose righe negli spettri PN furono identificate come righe "proibite" eccitate in collisione delle forme ionizzate e neutre elementi comuni come ossigeno, azoto e carbonio. Queste linee non sono in realtà vietate, ma si verificano solo in natura in condizioni di densità molto bassa. Una PN è una nube di gas ionizzato a densità molto bassa attorno a una stella centrale che la stella sta producendo radiazioni ultraviolette per ionizzare ed eccitare il gas attorno ad essa.

Le linee viste negli spettri delle PN sono di due tipi: linee di ricombinazione formate quando uno ione e un elettrone si combinano, portando a una cascata dell'elettrone lungo lo stato fondamentale, e linee eccitate per collisione da bassi livelli di energia negli atomi o negli ioni. Le righe di ricombinazione includono le righe H e He e molte righe molto deboli di altri elementi osservati negli spettri. Tuttavia, la maggior parte delle linee più forti osservate nelle PN sono per linee eccitate da collisioni, che pensiamo siano eccitate da collisioni di elettroni nel plasma ionizzato creato dalla stella. Molti di questi bassi livelli di energia a pochi elettronvolt sopra lo stato fondamentale non possono irradiarsi in modo molto efficace. Sulla Terra le transizioni non avvengono in condizioni normali perché avviene un'altra collisione prima che l'elettrone in questi livelli possa irradiare luce. Anche se si ha un alto vuoto e la densità del gas nella camera è bassa, il gas all'interno si scontra ancora con le pareti della camera a vuoto abbastanza frequentemente. Nelle condizioni di densità molto bassa di queste PN, si stima che le densità siano tipicamente dell'ordine di 1000 atomi per centimetro cubo, che è equivalente a una pressione dell'ordine di 10 -16 atmosfere. Non avendo pareti con cui scontrarsi, gli ioni e gli atomi nel gas possono rimanere lì fino a quando non avviene la transizione proibita. L'emissione è molto debole, ma con un anno luce cubico circa del gas anche un'emissione molto debole può sommarsi a qualcosa che è abbastanza luminoso da osservare.

In linea di principio un'attenta analisi dello spettro di una PN può fornirci informazioni sulla temperatura e sulla densità del gas, nonché sulle abbondanze degli elementi. Al giorno d'oggi questo viene solitamente fatto utilizzando un codice di fotoionizzazione per simulare la fisica atomica e vedere quali dovrebbero essere le forze della linea per diverse situazioni, e quindi regolare i parametri in modo che corrispondano ai rapporti di linea osservati. Il codice CLOUDY di Gary Ferland è un esempio di uno di questi codici di simulazione (destinato solo agli esperti).

Uno dei rimanenti grandi enigmi sulle PN è che l'analisi delle linee di ricombinazione non produce risultati coerenti con l'analisi delle linee proibite eccitate in collisione. La fisica di entrambi questi processi è ben compresa e in realtà strettamente correlata, quindi è difficile capire perché i due tipi di linee sembrino indicare condizioni fisiche molto diverse nella nebulosa.

Le persone hanno cercato di capirne il motivo per più di 50 anni e non è stata trovata una soluzione del tutto soddisfacente. Ci sono due idee generali per spiegarlo, ognuna con il proprio "campo": una è che ci sono variazioni significative nella temperatura del plasma sopra la nebulosa, e l'altra è che ci sono piccole sacche di gas che mancano totalmente di idrogeno distribuito attraverso il nebulosa. In entrambi i casi è difficile capire come può essere creato questo stato di cose, quindi non sono convinto di quale di questi sia probabilmente corretto.


Abell 30

Delle circa 2500 nebulose planetarie conosciute nella nostra galassia, cinque contengono materiale agglomerato carente di idrogeno. L'esempio più studiato è Abell 30, una nebulosa costituita da un grande e debole guscio sferico, al centro del quale si trova una serie di nodi molto complessa, in cui l'idrogeno è praticamente assente (figura 1). La teoria di vecchia data per la formazione del materiale carente di idrogeno in A30 è che la sua stella centrale ha subito un impulso termico molto tardivo (VLTP), molto tempo dopo l'espulsione della nebulosa originale, che ha espulso materiale appena lavorato nella nebulosa ( Iben 1983)

La nebulosa planetaria Abell 30, alla luce di [O ii ]. Il pannello di sinistra è un'immagine a terra, quello di destra è un'immagine del telescopio spaziale Hubble del complesso nodoso centrale. (NASA/ESA/WIYN/X-W Liu)


Contenuti

Gli astronomi usano diversi metodi per descrivere e approssimare le abbondanze di metalli, a seconda degli strumenti disponibili e dell'oggetto di interesse. Alcuni metodi includono la determinazione della frazione di massa attribuita al gas rispetto ai metalli o la misurazione dei rapporti del numero di atomi di due elementi diversi rispetto ai rapporti trovati nel Sole.

Frazione di massa Modifica

La composizione stellare è spesso semplicemente definita dai parametri X, e Z. Qui X è la frazione di massa dell'idrogeno, è la frazione di massa dell'elio, e Z è la frazione di massa di tutti gli elementi chimici rimanenti. Così

Per la superficie del Sole, questi parametri sono misurati per avere i seguenti valori: [5]

Descrizione Valore solare
Frazione di massa dell'idrogeno X sole = 0,7381 >=0.7381>
Frazione di massa dell'elio Y sole = 0,2485 >=0.2485>
Metallicità Z sole = 0,0134 >=0.0134>

A causa degli effetti dell'evoluzione stellare, né la composizione iniziale né l'attuale composizione di massa del Sole sono le stesse della sua attuale composizione superficiale.

Rapporti di abbondanza chimica Modifica

La metallicità stellare complessiva è convenzionalmente definita utilizzando il contenuto totale di idrogeno, poiché la sua abbondanza è considerata relativamente costante nell'Universo, o il contenuto di ferro della stella, che ha un'abbondanza che generalmente è linearmente crescente nell'Universo. [6] Il ferro è anche relativamente facile da misurare con le osservazioni spettrali nello spettro della stella, dato il gran numero di righe di ferro negli spettri della stella (anche se l'ossigeno è l'elemento pesante più abbondante - vedi le metallicità nelle regioni HII di seguito). Il rapporto di abbondanza è il logaritmo comune del rapporto tra l'abbondanza di ferro di una stella rispetto a quella del Sole e si calcola così: [7]

dove N Fe >> e N H >> sono rispettivamente il numero di atomi di ferro e di idrogeno per unità di volume. L'unità spesso utilizzata per la metallicità è il dex, contrazione di "esponente decimale". Con questa formulazione, le stelle con una metallicità maggiore del Sole hanno un logaritmo comune positivo, mentre quelle più dominate dall'idrogeno hanno un corrispondente valore negativo. Ad esempio, le stelle con valore [Fe/H] di +1 hanno 10 volte la metallicità del Sole (10 1 ) viceversa, quelle con valore [Fe/H] di -1 hanno 1 ⁄ 10 , mentre quelle con valore Il valore [Fe/H] di 0 ha la stessa metallicità del Sole, e così via. [8] Le giovani stelle di Popolazione I hanno rapporti ferro-idrogeno significativamente più alti rispetto alle vecchie stelle di Popolazione II. Si stima che le stelle della Popolazione Primordiale III abbiano una metallicità inferiore a -6, un milionesimo dell'abbondanza di ferro nel Sole. [9] [10] La stessa notazione è usata per esprimere variazioni nelle abbondanze tra altri elementi individuali rispetto alle proporzioni solari. Ad esempio, la notazione "[O/Fe]" rappresenta la differenza nel logaritmo dell'abbondanza di ossigeno della stella rispetto al suo contenuto di ferro rispetto a quello del Sole. In generale, un dato processo nucleosintetico stellare altera le proporzioni di pochi elementi o isotopi, quindi un campione di stella o gas con determinati valori di [/Fe] potrebbe essere indicativo di un processo nucleare associato e studiato.

Colori fotometrici Modifica

Gli astronomi possono stimare le metallicità attraverso sistemi misurati e calibrati che mettono in correlazione misurazioni fotometriche e misurazioni spettroscopiche (vedi anche Spettrofotometria). Ad esempio, i filtri UVB Johnson possono essere utilizzati per rilevare un eccesso di ultravioletti (UV) nelle stelle, [11] dove un eccesso UV più piccolo indica una maggiore presenza di metalli che assorbono la radiazione UV, facendo apparire la stella "più rossa". [12] [13] [14] L'eccesso UV, δ(U−B), è definito come la differenza tra le magnitudini delle bande U e B di una stella, rispetto alla differenza tra le magnitudini delle bande U e B delle stelle ricche di metalli in l'ammasso delle Iadi. [15] Sfortunatamente, δ(U−B) è sensibile sia alla metallicità che alla temperatura: se due stelle sono ugualmente ricche di metalli, ma una è più fredda dell'altra, probabilmente avranno valori di δ(U−B) diversi [15] ] (vedi anche Effetto di copertura [16] [17] ). Per aiutare a mitigare questa degenerazione, il colore B-V di una stella può essere usato come indicatore della temperatura. Inoltre, l'eccesso di UV e il colore B−V possono essere corretti per mettere in relazione il valore δ(U−B) con le abbondanze di ferro. [18] [19] [20]

Altri sistemi fotometrici che possono essere utilizzati per determinare le metallicità di alcuni oggetti astrofisici includono il sistema Strӧmgren, [21] [22] il sistema di Ginevra, [23] [24] il sistema di Washington, [25] [26] e il sistema DDO. [27] [28]

Stelle Modifica

A una data massa ed età, una stella povera di metalli sarà leggermente più calda. Le metallicità delle stelle di Popolazione II sono approssimativamente da 1/1000 a 1/10 di quelle del Sole ([Z/H] = da -3.0 a -1.0 ), ma il gruppo sembra più freddo della Popolazione I in generale, poiché le stelle pesanti di Popolazione II sono morte da tempo . Al di sopra delle 40 masse solari, la metallicità influenza il modo in cui una stella morirà: al di fuori della finestra di instabilità di coppia, le stelle di metallicità inferiore collasseranno direttamente in un buco nero, mentre le stelle di metallicità superiore subiranno una supernova di tipo Ib/c e potrebbero lasciare una stella di neutroni.

Relazione tra metallicità stellare e pianeti Modifica

La misurazione della metallicità di una stella è un parametro che aiuta a determinare se una stella può avere un pianeta gigante, poiché esiste una correlazione diretta tra la metallicità e la presenza di un pianeta gigante. Le misurazioni hanno dimostrato la connessione tra la metallicità di una stella e i pianeti giganti gassosi, come Giove e Saturno. Più metalli in una stella e quindi nel suo sistema planetario e proplyd, più è probabile che il sistema possa avere pianeti giganti gassosi. I modelli attuali mostrano che la metallicità insieme alla corretta temperatura del sistema planetario e alla distanza dalla stella sono fondamentali per la formazione di pianeti e planetesimi. Per due stelle che hanno uguale età e massa ma diversa metallicità, la stella meno metallica è più blu. Tra le stelle dello stesso colore, le stelle meno metalliche emettono più radiazioni ultraviolette. Il Sole, con 8 pianeti e 5 pianeti nani conosciuti, è usato come riferimento, con un [Fe/H] di 0.00. [29] [30] [31] [32] [33]

Regioni HII Modifica

Le stelle giovani, massicce e calde (tipicamente dei tipi spettrali O e B) nelle regioni H II emettono fotoni UV che ionizzano gli atomi di idrogeno allo stato fondamentale, liberando elettroni e protoni questo processo è noto come fotoionizzazione. Gli elettroni liberi possono colpire altri atomi vicini, eccitando gli elettroni metallici legati in uno stato metastabile, che alla fine decadono nuovamente in uno stato fondamentale, emettendo fotoni con energie che corrispondono a linee proibite. Attraverso queste transizioni, gli astronomi hanno sviluppato diversi metodi di osservazione per stimare l'abbondanza di metalli nelle regioni HII, dove più forti sono le linee proibite nelle osservazioni spettroscopiche, maggiore è la metallicità. [34] [35] Questi metodi dipendono da uno o più dei seguenti: la varietà di densità asimmetriche all'interno delle regioni HII, le diverse temperature delle stelle incorporate e/o la densità elettronica all'interno della regione ionizzata. [36] [37] [38] [39]

In teoria, per determinare l'abbondanza totale di un singolo elemento in una regione HII, tutte le linee di transizione dovrebbero essere osservate e sommate. Tuttavia, questo può essere difficile da osservare a causa della variazione della forza della linea. [40] [41] Alcune delle linee proibite più comuni utilizzate per determinare l'abbondanza di metalli nelle regioni HII provengono dall'ossigeno (ad esempio [O II] λ = (3727, 7318, 7324) Å e [O III] λ = (4363 , 4959, 5007) Å), azoto (es. [NII] λ = (5755, 6548, 6584) Å), e zolfo (es. [SII] λ = (6717,6731) Å e [SIII] λ = (6312, 9069, 9531) Å) nello spettro ottico, e le righe [OIII] λ = (52, 88) μm e [NIII] λ = 57 μm nello spettro infrarosso. L'ossigeno ha alcune delle linee più forti e abbondanti nelle regioni HII, il che lo rende un obiettivo principale per le stime della metallicità all'interno di questi oggetti. Per calcolare le abbondanze di metalli nelle regioni HII utilizzando le misurazioni del flusso di ossigeno, gli astronomi usano spesso il R23 metodo, in cui

R 23 = [ O II ] 3727 Å + [ O III ] 4959 Å + 5007 Å H β , =>]_<3727

dove O III 3727 Å + O III 4959 Å + 5007 Å >_<3727

mathrm >> è la somma dei flussi dalle linee di emissione dell'ossigeno misurati al frame di riposo λ = (3727, 4959 e 5007) Å lunghezze d'onda, diviso per il flusso dalla Hβ linea di emissione al frame di riposo λ = 4861 Å lunghezza d'onda. [42] Questo rapporto è ben definito attraverso modelli e studi osservazionali, [43] [44] [45] ma occorre prestare attenzione, poiché il rapporto è spesso degenere, fornendo una soluzione sia a bassa che ad alta metallicità, che può essere rotta con misure di linea aggiuntive. [46] Allo stesso modo, possono essere utilizzati altri rapporti di linea proibiti forti, ad es. per lo zolfo, dove [47]

S 23 = [ S II ] 6716 + 6731 + [ S III ] 9069 + 9532 H β . =>]_<6716

Le abbondanze di metalli all'interno delle regioni HII sono tipicamente inferiori all'1%, con la percentuale che diminuisce in media con la distanza dal Centro Galattico. [40] [48] [49] [50] [51]


Tutti i codici di classificazione delle riviste scientifiche (ASJC)

  • APA
  • Autore
  • BIBTEX
  • Harvard
  • Standard
  • RIS
  • Vancouver

In: Rivista Astrofisica, Vol. 614, n. 1 I, 10.10.2004, pag. 167-185.

Risultati della ricerca : Contributo alla rivista › Articolo › peer-review

T1 - Il sistema di nebulose planetarie di M33

N2 - Riportiamo i risultati di un'indagine fotometrica e spettroscopica per le nebulose planetarie (PN) sull'intero corpo della galassia a spirale del Gruppo Locale M33. Usiamo il nostro campione di 152 PN per mostrare che l'estremità luminosa della funzione di luminosità della nebulosa planetaria (PNLF) [O III] λ5007 della galassia ha lo stesso taglio netto visto in altre galassie. La magnitudine apparente di questo limite, insieme alla stima dell'estinzione in primo piano IRAS DIRBE di E(B - V) = 0,041, implica un modulo di distanza per la galassia di (m - M )0 = 24,86 -0,11+0,07 (0,94-0,05+). 0,03 Mpc). Sebbene questo valore sia ∼ 15% più grande della distanza Cefeide della galassia, la discrepanza probabilmente deriva da diverse ipotesi sull'estinzione interna del sistema. La nostra fotometria, che si estende per più di 3 mag lungo il PNLF. rivela anche che l'estremità debole del PNLF di M33 è non monotona, con un punto di flesso ∼ 2 mag al di sotto del limite luminoso del PNLF. Sosteniamo che questa caratteristica sia dovuta alla grande popolazione della galassia di pianeti con massa elevata del nucleo e che la sua ampiezza potrebbe alla fine essere una diagnostica utile per gli studi sulle popolazioni stellari. La spettroscopia accoppiata a fibre di 140 dei candidati PN conferma che la popolazione PN di M33 ruota insieme al vecchio disco, con una piccola deriva asimmetrica di 10 km s-1. Sorprendentemente, la dispersione della velocità della linea di vista della popolazione varia poco oltre ∼4 lunghezze di scala del disco ottico, con σrad ∼ 20 km s-1. Mostriamo che ciò è dovuto a una combinazione di fattori, tra cui un calo della componente radiale dell'ellissoide di velocità a piccoli raggi galattocentrici e un gradiente nel rapporto tra la dispersione della velocità verticale e quella radiale. Usiamo i nostri dati per derivare la lunghezza della scala dinamica del disco di M33 e il rapporto massa-luce del disco. Our most likely solution suggests that the surface mass density of M33's disk decreases exponentially, but with a scale length that is ∼2.3 times larger than that of the system's IR luminosity. The large scale length also implies that the disk's V-band mass-to-light ratio changes from M/LV ∼ 0.3 in the galaxy's inner regions to M/LV ∼ 2.0 at ∼9 kpc. Models in which the dark matter is distributed in the plane of the galaxy are excluded by our data.

AB - We report the results of a photometric and spectroscopic survey for planetary nebulae (PNs) over the entire body of the Local Group spiral galaxy M33. We use our sample of 152 PNs to show that the bright end of the galaxy's [O III] λ5007 planetary nebula luminosity function (PNLF) has the same sharp cutoff seen in other galaxies. The apparent magnitude of this cutoff, along with the IRAS DIRBE foreground extinction estimate of E(B - V) = 0.041, implies a distance modulus for the galaxy of (m - M )0 = 24.86 -0.11+0.07 (0.94-0.05+0.03 Mpc). Although this value is ∼ 15% larger than the galaxy's Cepheid distance, the discrepancy likely arises from differing assumptions about the system's internal extinction. Our photometry, which extends more than 3 mag down the PNLF. also reveals that the faint end of M33's PNLF is nonmonotonic, with an inflection point ∼ 2 mag below the PNLF's bright limit. We argue that this feature is due to the galaxy's large population of high core mass planetaries and that its amplitude may eventually be a useful diagnostic for studies of stellar populations. Fiber-coupled spectroscopy of 140 of the PN candidates confirms that M33's PN population rotates along with the old disk, with a small asymmetric drift of ∼ 10 km s-1. Remarkably, the population's line-of-sight velocity dispersion varies little over ∼4 optical disk scale lengths, with σrad ∼ 20 km s-1. We show that this is due to a combination of factors, including a decline in the radial component of the velocity ellipsoid at small galactocentric radii and a gradient in the ratio of the vertical to radial velocity dispersion. We use our data to derive the dynamical scale length of M33's disk and the disk's mass-to-light ratio. Our most likely solution suggests that the surface mass density of M33's disk decreases exponentially, but with a scale length that is ∼2.3 times larger than that of the system's IR luminosity. The large scale length also implies that the disk's V-band mass-to-light ratio changes from M/LV ∼ 0.3 in the galaxy's inner regions to M/LV ∼ 2.0 at ∼9 kpc. Models in which the dark matter is distributed in the plane of the galaxy are excluded by our data.


Astratto

Using the 13.7m radio telescope at Qinhai Station of Purple Mountain Observatory, new observational results have been obtained for 5 planetary nebulae. Among them, the CO(2-1) emission of M1-8 and M3-3 has been detected and the results of observation of their CO(1-0) emission are presented in this paper. For the other objects, i.e., M1-12, M2-43 and NGC 6537, for which previous CO observations failed to detect CO emission, their CO(1-0) emission is here identified for the first time.


SkyTools 4 Imaging Overview

In understanding my approach towards creating SkyTools 4 Imaging, its worth considering how major professional observatories, such as ESO, use mathematical models of their telescope and instruments to plan their observations. It is useful to know the image scale, what exposure times to use, whether a star will bloom or if the signal will become nonlinear, and how many exposures are required to reach a given Signal to Noise Ratio (SNR).

I have long thought that amateurs could greatly benefit from such a tool, but many of the difficulties in doing so seemed insurmountable. The professional apps tend to focus on one telescope, one instrument, and a specific type of work such as spectroscopy. To be truly useful to the amateur, an app would have to work with any telescope, camera, and filter. Most difficult of all, it would have to handle a range of target objects such as stars, galaxies, and emission nebulae.

Figure 1 – Spectrum of a Sun like star

My previous software product, SkyTools 3, is primarily aimed at visual observers. It does have an imaging capability, but it uses a crude imaging model that suffers from many shortcomings. The model was originally developed by Bradly Schaeffer and it makes many simplifying assumptions, such as filters that must be approximately Gaussian, and it has no means of handling emission line objects, such as HII regions and supernovae.

It was a first step, but only that. In order to be more useful, I would need a much better model, and I would have to invent ways to approximate both the spatial and spectral energy distribution of everything from comets to planetary nebulae.

Alla fine, SkyTools 4 Imaging took over four years of full-time work and introduces an entirely new imaging system model. It begins with the target object and ends with an accurate prediction of the target object signal, sky signal, system noise, and finally SNR. Any set of observing conditions can be simulated, including the effects of seeing, airmass, twilight, and moonlight.

Spectral-Energy Distribution of the Target Object

Stars and other stellar sources (quasars, minor planets, etc.) are modeled based on the continuum, which can be described by their UBVRI color indices (see Figure 1).

Figure 2 – Spectrum of a typical Planetary Nebula

Reflection nebulae, galaxies, and comets are modeled similarly, using UBVRI colors representative of these objects. For galaxies, the type of galaxy determines the color characteristics.

Planetary nebulae, HII regions and supernova remnants are modeled via their emission line spectrum (see Figure 2). The primary emission lines used in SkyTools are H-Alpha, H-Beta, OIII, NII, and SII. Other lines are included when data is available.

For some objects, (HII regions and supernova remnants in particular) there is no catalog data available for the required emission line strengths. To obtain data for these objects I have scoured the scientific literature. For those that remained without sufficient data I have initiated an observing campaign using narrow band filters to measure the emission.

For a given object, the total energy as well as the energy distribution is modified as it passes through the atmosphere. The degree to which it is modified depends on the airmass, atmospheric conditions (temperature, humidity), and time of year.

The brightness of the sky background depends on the amount of light pollution, moonlight, twilight, altitude of the target, and atmospheric conditions.

Telescope Optics

The area of the telescope objective, minus what may be obstructed by the presence of a secondary mirror, determines how much total energy is collected. The optics also modify the spectral distribution, depending on the optical coatings. In the case of reflecting optics, the time since the mirror was last cleaned has a significant effect.

Figure 3 – Filter Transmission

A filter is modeled by combining the spectral transmission curve of the filter with the energy distribution of the target object, as modified by the atmosphere and optical system (see Figure 3).

Camera Detector

At the final step, the number of photons counted by each pixel is the integral over wavelength of the spectral energy distribution of the light that reaches the detector, combined with the spectral quantum efficiency of the detector. The quantum efficiency tells us how many electrons are produced for each photon detected (see Figure 4).

Figure 4 – Detector Quantum Efficiency

As a result of the previously mentioned steps, the signal in e- (electrons) can be predicted. For extended objects it is predicted on a per pixel basis, along with the signal from the sky background. The signal measured by each pixel in e- is converted to ADU via the camera gain. The SNR can be estimated per pixel based on the signal and the total noise (primarily composed of detector readout noise and sky noise).

For stellar objects the totale signal in e- is predicted. The atmospheric conditions and limitations of the telescope optics determine how this signal is spread over the detector, as modeled by a point spread function. The photometric SNR is computed for the total signal and noise over a circular aperture. The peak SNR is computed for the peak signal (peak of the point spread function) and the estimated noise at the peak.

Diffuse objects such as galaxies, nebulae, and comets, are not uniform. For example, a spiral galaxy may consist of a bright central core, spiral arms, and a faint outer halo.

So, when estimating the SNR, it is important to specify what part of the galaxy we are exposing for. Do you wish to merely detect the bright core? Or do you wish to obtain a high-quality (high SNR) image of the spiral arms? The surface brightness corresponding to each part of the galaxy is estimated by a combination of the overall brightness of the galaxy and statistics for galaxy type.

A similar process is used for other diffuse objects, such as reflection nebulae. For comets, the size of the coma and degree of concentration from recent observations are used.

The model has been tested extensively using the many imaging systems available at iTelescope.net.

/>Figure 5 – SkyTools 4 Imaging Graphic: The blue line is the relative imaging quality (IQ) for the object during the night. The quality is highest when at the top of the graphic. The red dashed line is the altitude of the target object. The teal line is the altitude of the moon.

The primary testing was done with Landolt UBVRI standard star fields. I developed an image analysis app that uses the information from the FITS header along with photometry extracted from the image data. The photometry was tested against software from the AAVSO to ensure its accuracy. For each image the actual signal is compared to the signal predicted by the model for the time and conditions of the image.

Interestingly, several additional significant effects were uncovered in testing, such as the age and cleanliness of the mirrors, and the optical transmission of the camera window.

In the end we can compute the SNR for any exposure at any time during the night. But what if the conditions are changing rapidly? Per esempio. what if the sky brightness is changing during the exposure? Or for an image of a comet at high airmass, the airmass can change quickly as it sets.

Standard SNR calculators implicitly assume that conditions don’t change during the exposure. Ma il SkyTools Imaging calculator integrates the signal, sky brightness, and other factors, over time. As a result, it can estimate the SNR of an image even when the conditions are changing rapidly during the exposure.

Finally, we can create a model with real world inputs that are based on the properties of the target object, location, weather conditions, airmass, sky brightness, and imaging system. This can be very useful by itself, but we can take it a step further. For any time of night the SNR can be computed for an arbitrary exposure. We can also compute the SNR for the same exposure, but under the ideal conditions at the same location. When we compare the two by dividing the SNR computed for the test exposure by the SNR under ideal conditions, we have an index that can be used to estimate the imaging quality (IQ) at any time. This is extremely useful for planning when to image in each filter.

It has been a long journey, and I faced many apparently insurmountable problems, but I am very happy with the result. I can’t imagine planning my own imaging without it. Io uso SkyTools 4 Imaging to select targets that are appropriate for an imaging system, determine the number of exposures and sub exposure times required to meet a target SNR, maximize my SNR by planning my images during the best time of the night, and even to select which available telescope is best for a given target.

Greg Crinklaw operates Skyhound and is the developer of SkyTools. He is a life-long amateur astronomer, who is also trained as a professional astronomer, holding a BS, MS in astronomy, and an MS in astrophysics. He also worked for NASA as a Software Engineer on a Mars orbital mission. Greg and his family live in the mountains of Cloudcroft, New Mexico.

And to make it easier for you to get the most extensive telescope and amateur astronomy related news, articles and reviews that are only available in the magazine pages of Astronomy Technology Today, we are offering a 1 year subscription for only $6! Or, for an even better deal, we are offering 2 years for only $9. Click here to get these deals which only will be available for a very limited time. You can also check out a free sample issue here.


Guarda il video: How Is a Planetary Nebula Formed?: Astronomy Lessons (Gennaio 2022).