Παρατηρήσεις Ουδέτερου Υδρογόνου z = ~8 z = ~0 Γιάννης Σειραδάκης Τμήμα Φυσικής, ΑΠΘ

Η Φύση ανακυκλώνει τα υλικά της! Μεσοαστρικό νέφος Αστρικός άνεμος ή υπερκαινοφανής Αστέρας Λευκός νάνος Αστέρας νετρονίων Μελανή οπή

Από τι αποτελείται ο μεσοαστρικός χώρος; 0.70 υδρογόνο 0.28 ήλιο 0.02 μέταλλα Κατά μάζα: Διάχυτη ύλη αερίων ψυχρό HI (ουδέτερο H) T~100 K, n ~ 20 άτομα/cc θερμό HI T~5000 K, n ~ 0.1-1/cc Περιοχές HII (ιονισμένο H) T~104 K, n ~ 0.01/cc Πολύ θερμό μεσοαστρικό αέριο T~106 K, n ~ 0.01/cc Μοριακά νέφη T~10 K, n > 103/cc Σκόνη (στερεοί κόκκοι) 2% κατά μάζα T ~ 10 K, r~1 gm/cc

Η υπέρλεπτη υφή της βασικής ενεργειακής κατάστασης του Υδρογόνου Η υπέρλεπτη υφή της βασικής ενεργειακής κατάστασης του Υδρογόνου. Η θεωρία ΔΕ = 6×10-6 eV f = ΔΕ/h = 1420.405752 MHz λ = c/f = 21.1061 cm H.C. van der Hulst, 1945 Η πιθανότητα μετάβασης από τη μία κατάσταση στην άλλη, δίνεται από το συντελεστή Α10 = 2.85×10-15 s-1. Δηλαδή μία μετάβαση κάθε t = A10-1 = 3.5×1014 s = 11×106 χρόνια!

Η υπέρλεπτη υφή της βασικής ενεργειακής κατάστασης του Υδρογόνου Η υπέρλεπτη υφή της βασικής ενεργειακής κατάστασης του Υδρογόνου. Η θεωρία n: 1ος κβαντικός αριθμός J = L + S: Συνολική ηλεκτρονική στροφορμή L: Τροχιακή στροφορμή, S = Περιστροφική στροφορμή F = I + J, όπου Ι είναι η στροφορμή του πρωτονίου

Η ανίχνευση της φασματικής γραμμής των 21 cm 1951 - Η δημοσίευση: Ewen and Purcell, Nature v.168, p.356, 1951 και Muller and Oort, Nature v.168, p.357, 1951 1950: Η κατασκευή του κυματαγωγού 2001: NRAO – Doc Ewan

Παρατηρήσεις Υδρογόνου στα 21 cm Μετατόπιση Doppler Μέθοδος ΟΝ-OFF

Τυπικό φάσμα της γραμμής των 21 cm του Υδρογόνου

Ακτινικές ταχύτητες στο επίπεδο του Γαλαξία μας

Η ένταση της γραμμής του Υδρογόνου σε διάφορα γαλαξιακά μήκη (b = 0°)

Ισόφωτες καμπύλες θερμοκρασίας λαμπρότητας της γραμμής του Υδρογόνου σε διάφορα γαλαξιακά μήκη (b = 0°)

Ένα απλό πρότυπο του Γαλαξία Θεωρούμε κυκλικές τροχιές με σταθερή γωνιώδη ταχύτητα, ω(R)

Ένα απλό πρότυπο του Γαλαξία Εφαρμόζουμε το τύπο των ημιτόνων στο τρίγωνο, CSP ή

Ένα απλό πρότυπο του Γαλαξία Από τις σχέσεις: και παίρνουμε: Γνωρίζουμε, όμως, το ℓ της παρατήρησης και μετράμε το u : ℓ = γαλαξιακό μήκος,

Ένα απλό πρότυπο του Γαλαξία Για κάθε ℓ, μετράμε το u και από τη σχέση: υπολογίζουμε το ω Αν είναι γνωστό το πρότυπο, ω(R), υπολογίζουμε το R (απόσταση από το C) Δηλαδή, για κάθε γαλαξιακό μήκος, ℓ, μπορούμε να υπολογίσουμε τη γωνιώδη ταχύτητα, ω, στην οποία παρατηρούμε ουδέτερο Η, στα 21 cm. ℓ = γαλαξιακό μήκος,

Κατανομή του ουδέτερου Υδρογόνου στο Γαλαξία Έτσι γίνεται η χαρτογράφηση του Γαλαξία μας στη γραμμή των 21 cm

Ο Γαλαξίας στα 21 cm: γαλαξιακές συντεταγμένες (the Milky Way)

Κατανομή του ουδέτερου Υδρογόνου σε κοντινούς γαλαξίες

Ουδέτερο υδρογόνο σε κοντινούς γαλαξίες – NGC 7793 Οπτικη και ραδιοφωνική ακτινοβολία

Ουδέτερο υδρογόνο σε κοντινούς γαλαξίες – NGC 7793 Ραδιοφωνική ακτινοβολία Australia Telescope Compact Array

παρατηρήσεις στη γραμμή των 21cm Ουδέτερο υδρογόνο σε κοντινούς γαλαξίες – NGC 7793 Καμπύλη περιστροφής Ταχύτητες από παρατηρήσεις στη γραμμή των 21cm Πλησιάζει Απομακρύνεται

Ουδέτερο υδρογόνο σε κοντινούς γαλαξίες – NGC 7793 Καμπύλη περιστροφής Ισχυρή ένδειξη υπαρξης σκοτεινής ύλης Ταχύτητες από παρατηρήσεις στη γραμμή των 21cm Μετρήσεις ταχυτήτων απομάκρυνσης/προσέγγισης

Η καμπύλη περιστροφής κατά Kepler Σύμφωνα με το 2ο νόμο του Kepler, οι πλανήτες, κατά την περιφορά τους σε χρόνο dt διαγράφουν τρίγωνα (τομείς) ύψους r και βάσης r×dθ. Το εμβαδόν Α είναι: Κεπλεριανή ταχύτητα Δηλαδή:

Η καμπύλη περιστροφής του Ηλιακού Συστήματος Η καμπύλη περιστροφής του Ηλιακού Συστήματος Σύμφωνα με το 2ο νόμο του Kepler, οι πλανήτες, κατά την περιφορά τους σε χρόνο dt διαγράφουν τρίγωνα (τομείς) ύψους r και βάσης r×dθ. Το εμβαδόν Α είναι: Κεπλεριανή ταχύτητα Δηλαδή:

Η καμπύλη περιστροφής του Γαλαξία Στην πραγματικότητα η καμπύλη είναι πιο πολύπλοκη

Η καμπύλη περιστροφής του γαλαξία NGC660

Δημιουργία φασματικών γραμμών υδρογόνου Σειρά Balmer λ(Hα): 6563 Å λ(Hβ): 4861 Å λ(Hγ): 4340 Å λ(Hδ): 4101 Å λ(Hε): 3970 Å λ(H∞): 3646 Å (Ασυνέχεια Balmer) Lyman-a 1215.668 Å

Η γραμμή Lyman-α στο ραδιογαλαξία Β1055-301 Μετατοπισμένη από τα 1216 Å στα 4280 Å

Σύσταση του μεσοαστρικού χώρου 0.70 υδρογόνο, Χ 0.28 ήλιο, Υ 0.02 μέταλα, Ζ Χ + Υ + Ζ = 1 Κατά μάζα: Διάχυτο αέριο Ψυχρό HI (ουδέτερο H) T~100 K, n~20/cm-3 Θερμό HI T~5000 K, n~0.1-1/cm-3 Περιοχές HII (ιονισμένο H) T~104 K, n~103/cm-3 Θερμό μεσοαστρικό Η T~106 K, n~0.01/cm-3 Μοριακά νέφη T~10 K, n>103/cm-3 Στερεά σωματίδια 2 % κατά μάζα T~10 K, r~1 gm/cm-3

Μεσοαστρική σκόνη Καταλαμβάνει το 2% (κατά μάζα) των νεφών αερίου και αποτελείται από “στερεά/ψυχρά” σωματίδια τα οποία αποτελούν τους πυρήνες συσσωμάτησης πλανητικών συστημάτων.