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.