emisiniai ū kai
DESCRIPTION
Emisiniai ū kai. Nuotrauka iš Žemės. Emisiniai ūkai. H II sritys Emisinių ūkų šiluminės kilmės radijo bangos Emisinių ūkų rekombinacinis spektras Šiluminių smūgių sužadintas emisinių ūkų spinduliavimas. Emisiniai ūkai – švytinčios H II sritys. - PowerPoint PPT PresentationTRANSCRIPT
Nuotrauka iš Žemės
Emisiniai ūkai
Emisiniai ūkai
H II sritys Emisinių ūkų šiluminės kilmės radijo bangos Emisinių ūkų rekombinacinis spektras Šiluminių smūgių sužadintas emisinių ūkų spinduliavimas
Fotonų sukeltos dujų jonizacijos energijos balansą nusako Einšteino formulė:
,2
2vef
mhE
Ef – atomą jonizavusio fotono energija
atomo jonizacijos potencialas
Tarpžvaigždines dujas jonizuoja žvaigždės fotonai. Kuo karštesnė žvaigždė, tuo aukštenė dujų kinetinė temparatūra
Emisiniai ūkai – švytinčios H II sritys
Bolcmano dėsnis:
Tarpžvaigždinėse dujose negalioja, nes dalelių tarpusavio susidūrimai reti ir aukštesniuose lygmenyse atomų mažiau negu reikalauja Bolcmano dėsnis.
Vandenilio atomoEnergijos lygmenų schema
Vandenilį iš pagrindinio lygmens sugeba jonizuoti visi tie fotonai, kurių energija E13,6 eV. Tokius energingus fotonusskleidžia O-B2 spektrinių klasių žvaigždes. Jų Fotosferų temperatūra siekia 25 000-50 000 K.
13.60 ev
λ=91.15 nm
Tarpžvaigždinėje medžiagoje rekombinacijos aktai reti. Vidutinė trukmė tarp jonizacijos ir rekombinacijos vidutinio skaisčio emisiniame ūke ≈1000 metų.
Jonizuoto vandenilio sritys aplink karščiausias žvaigždes vadinamos H II sritimis.
Difuzinių debesų H II sritys vadinamos emisiniais ūkais.
Kinetinė temparatūra proporcinga vidutinei šiluminei energijai, tenkančiai vienai dujų dalelei.
Maksvelo greičių pasiskirstymo dėsnis
Kievienai kinetinės temparatūros vertei susidaro būdingas dalelių pasiskirstymas pagal greičius – Maksvelo pasiskirstymo dėsnis.
Tarpžvaigždinės medžiagos dalelių greičiai pasiskirstę pagal Maksvelo dėsnį.
Maksvelo greičių pasiskirstymo dėsnis
Dalelių su energija E skaičius energijos vieneto intervale:
Maksvelo greičių pasiskirstymas
Pvz.: Protonų pasiskirstymas pagal greičius v esant skirtingoms kinetinėms temperatūroms
Vidutinis greitis:
mkTv /3
H II sritys
Kinetinė temperatūra: 7000 –10 000 KIki 150 000 K
Tačiau dalelių labai mažai
Smūgiai reti
Dulkės įšyla tik iki 100 K
Emisinių ūkų šiluminės kilmės radijo bangos
Laisvi elektronai H II srityse atlieka laisvuosius laisvuosius šuolius
Šiluminės energijos sąskaita spinduliuoja ištisinio spektro metrines ir trumpesnes bangas
H II srities – Didžiojo Oriono ūko
radijo diapazono energijos kreivė
1 cm –10 m bangų ruože ūkai nekaidrūs Spinduliuoja kaip absoliučiai juodi kūnai Skaisčio spektrinis tankis:
2
22
c
kTB
Iš Planko dėsnio:mažų dažniųarba ilgų bangų sritis
Rayleigh ir Jeans lygtis
vienetinio plotoį vienetinį erdvinį kampą
J
B Tam tikro ploto kūno, pvz. ūko
Išmatavus radijo spindesio spektrinį tankį, galima apskaičiuoti emisinių ūkų temperatūrą:
2
2
2
k
JcTb Skaistinė temperatūra
Trumpesnėmsbangoms ūkas tampa skaidrus
Tb=Tk
H II srities radijo diapazono energijos kreivė
)1( eTT kb
Vandenilio emisijos linijos
Dvifotoniai vandenilio šuoliai- ištisinis spektras
Vandenilio radijo emisijos linijos
Helio rekombinacinis spektras
Emisinių ūkų rekombinacinis spektras
Laisvieji surištieji šuoliai- rekombinacija Laimano kontinuumas Ls Balmerio kontinuumas Hs ........................................ Apie 60% rekombinacijos aktų vyksta į aukštesnius lygmenis Toliau šuoliai vyksta į žemesnius lygmenis ir susidaro vandenilio serijų emisijos linijos.
Vandenilio ištisinis rekombinacinis spektras ir emisijos linijos
Atomuose galimos elektronų orbitos yra susiskirsčiusios sluoksniais Sluoksnio eilės numeris n – pagrindinis kvantinis skaičius. n=1, 2, 3…∞ Kiekvienas lygmuo išsigimęs, t.y. sluosniuose elektronų orbitos pasiskirsčiusios į pasluoksnius: s, p, d, f, g, h .... s pasluoksnyje juda max 2 elektronai, p – 6 el., d-10 el., f-14 el., g-18 el. Pirmame sluosnyje yra tik vienas s pasluoksnis, antrame sluosksnyje s ir p pasluoksnis, trečiame s, p ir d pasluoksnis Pvz.: Br I 35 elektronai : 1s22s22p63s23p63d104s24p5
Sluoksnio numeris
Elektronų skaičius pasluoksnyje
Elektroninė atomo konfigūracija
Elektroninių atomo konfigūracijų pavyzdžiai
He I: 1s2
Li I: 1s2
Ne I: 1s2 2s2 2p6
Bet
K I: 1s2 2s2 2p6 3s2 3p6 4s
Užpildžius lygmenį 3p, elektronai turėtų užimti lygmenį 3p, elektronai toliau turėtų užimti lygmenį 3d. Kitokia užpildymo tvarka aiškinama tuo, kad 4s lygmuo yra žemesnis už 3d.
Atomo termas
Pilnutinis judesio kiekio momentas:
J=L+S
L – visų elektronų orbitinių judesio kiekių momentų suma
S – visų elektronų sukinių momentų suma
Atomo termas Termas bus simbolis:
2s+1Lj L=S , P , D, F, G, H, I, kas atitinka l =0, 1, 2, 3, 4, 5, 6 2s+1 –termo multipletiškumas 1L- singuletas, 2L – dubletas ir t.t. j – žymi termo komponentes
Pvz.: 3P2 l =1, s =1, j =2
2S1/2 l =0, s =1/2, j =1/2
Dvifotoniai vandenilio šuoliai
Vandenilio antrasis lygmuo susideda iš 3 beveik vienodosEnergijos lygmenų:
2s 2S1/2, 2p 2P1/2 , 2p 2P3/2
2s 2S1/2 1s 2S1/2Du fotonai, kurių energijų sumalygi Lα fotono energijai
Energija pasiskirsto tarp abiejų fotonų
Ištisinis spektras nuo infra iki Lα
Sukinys nepasikeičia!Fotono sukinio kvantinisskaičius lygus 1.Todėl turi būti išpspinduliuojami2 fotonai
L emisijos linija
2p 2P1/2 1s 2S ½, 2p 2P3/2 1s 2S1/2
Rezonansinė vandenilio emisijos linija L.
Fotoną vėl sugauna H I atomai, kurie vėl pakyla į 2p 2P1/2 ir 2p 2P3/2 lygmenis
Fotonų sklaida
Vandenilio radijo emisijos linijos
Rekombinacijos metu vandenilio atomai atsiduria labai aukštuose energijos lygmenyse, kurių eilės numeris iki 200-300.
Šuoliai tarp gretimų labai aukštų lygmenų-Rydberg linijos
(λ≈1 mm – 10 cm)
Helio rekombinacijos spektras
He I sugeba jonizuoti visi tie fotonai, kurių energija didesnė negu ≈23 eVDvifotoniai šuoliai Pvz.: He I: 2s 1S0→1s 1S0
He I ir He II linjos ir ištisinis spektras silpni.
He I energijos lygmenų schema
Šiluminių smūgių sužadintas emisinių ūkų spinduliavimas
Atomus į aukštesnius lygmenis gali perkelti gretimų dalelių šiluminiai smūgiai
Žemi energijos lygmenys yra tokie, kuriuos sužadinant nesikeičia elektronų konfigūracija, bet keičiasi elektronų sąveika
Tokie lygmenys yra metastabilūs
Tokius lygmenis turi Ne V, F IV, O III, N II, C I ....
Jonizaciją sukeliantys žvaigždės fotonai ūką kaitina, o išspinduliuojamieji draustinių linijų fotonai vėsina.
Didžiojo Oriono ūko spektras.[O III] nebulinės linijos 500,7 nm ir 495,9 nm
M42: tik OIII
Nebulinės linijos: 500,68 nm -[O III] linija 2s22p2 1D2 →2s22p2 3P2
495,89 nm- [O III] linija 2s22p2 1D2 → 2s22p2 3P1
Aurorinės linijos - draustinės linijos iš antrojo metastabiliojo lygmens į pirmąjį metastabilųjį lygmenį. Pvz.: [O I] 557,7 nm linija polinėse pašvaistėse
Transaurorinės linijos - draustinės linijos iš antrojo metastabiliojo lygmens į pagrindinį lygmenį. Pvz.: [O III] 232,1 ir 233,2 nm linijos
Emisinių ūkų dydis
Parodykite, kad H II srities dydis atvirkščiai proporcingas jonizacijai sunaudotų fotonų skaičiui:
r ~ n–2/3
t.y, kuo daugiau fotonų sunaudojama jonizacijai, tuo sritis mažesnė.
Bet, kuo retesnė tarpžvaigždinė
medžiaga, tuo didesnio tūrio sritį ir didesnį dujų kiekį pajėgia jonizuoti viena žvaigždė.
Visos H II srities masė:
nn
nr
M
3
)(4
3
4 33
23
M ~ n–1
Kokio dydžio sritį gali jonizuoti karšta žvaigždė?
Uždavinys:
Kiek tarpžvaigždinės medžiagos atomų jonizuoja kiekvieną minutęžvaigždė, kurios T = 100000 К ir R = 10 R Saulės ? Laikykite, kad Žvaigždė spinduliuoja kaip absoliučiai juodas kūnas.
Rozetės emisinis ūkas. Jo viduje padrikasis spiečiusNGC 2244, kurio amžius tik 4 milijonai metų. Ūko skersmuo 50 šm, nuotolis – 4500 šm
Tarantulo ūkas DMDJo centre slypi 1-2 ·106
metų spiečius R 136
H I sritys
Maždaug pusė visos tarpžvaigždinės medžiagos pagal masę ir tūrį yra H I (A&A enciklopedija).
Tipiška H I sritis yra:• 15-20 šm skersmens• masė- 50 M Saulės • temperatūra – 100 K
Stebimos 21 cm bangos ilgyje (1420 GHz
dažnis)
H I srityse dėl menkos jonizacijos labai reti rekombinacijos aktai. Todėl rekombinacinis švytėjimas silpnas.
Laisvųjų elektronų smūgiai taip pat beveik nepajėgia sužadinti emisijos linijų optinėje srityje. Todėl H I sritys tamsios, išskyrus atspindžio ūkus.
Kodėl H I sritys optinėje spektro dalyje tamsios?
Į H I sritis nepatenka trumpieji ultravioletiniai spinduliai. Todėlvandenilis nejonizuotas.
Ilgesni spinduliai patenka ir jonizuoja metalus
21 cm linija
Vandenilio atomas viršutiniame metastabilame sande išbūna 11· 106 metų
Van de Hulst teoriškai numatė spinduliavimą 21 cm linijoje(Ned.Tijd.Natuurkunde, vol.11, p210, 1945) Iš http://www.gb.nrao.edu/fgdocs/HI21cm/21cm.html
Pirmos publikacijos apie 21cm spinduliavimo matavimus:
• Ewen and Purcell, Nature v.168, p.356, 1951• Muller and Oort, Nature v.168, p.357, 1951• Christiansen and Hindman, Australian J. Sci. Res., vol. A5, p. 437, 1952.
Iš: http://www.gb.nrao.edu/fgdocs/HI21cm/ephorn.html#thestory
Galaktikos diske, ypač spiralinėse vijose H I debesų labai daug.
21 cm fotonai ne tik gaminami, bet ir absorbuojami.
Jei nebūtų Doplerio reiškinio galėtume stebėti tik artimiausias Galaktikos sritis
Doplerio reiškinys skirtingais mąstais pakeičia skirtingo nuotolio debesų skleidžiamų fotonų bangos ilgius. Artimesni debesys tampa skaidriais tolimesnių debesų fotonams.
Diferencialinis Galaktikossukimasis praskaidrina H I Spinduliavimą, t.y. įvairių Galaktikos sričių 21 cm liniją pastumia skirtingais mąstais.
Debesis D juda tuo pačiu greičiu kaip ir Saulė, todėl šio debesies linijos nepasistūmusios.
Debesis E juda greičiau negu Saulė.Todėl atrodo, kad debesis artėja link stebėtojo – radialinis greitis Vr neigiamas.
Įvairių dangaus sričių 21 cmemisijos linijų profiliai.Tb – skaistinė temperatūra:
2
2
2
k
JcTb
Vr – radialinis greitisl, b - galaktinės koordinatės
Kai debesis neskaidrus savo Paties skleidžiamoms 21 cm radijo bangoms,Tb=Tk
Galaktika 21 cm linijoje
Saulė
Tarpžvaigždinių atomų absorbcijos linijos žvaigždžių spektruose
H I debesų atomai ir molekulės tolimesnių šaltinių ištisiniuose spektruose sukuria absorbcijos linijas. Pvz. B žvaigždės spektras, tokios žv. Spektre Ca II linijų nėra, jos tarpžvaigždinės.