Παρατηρήσεις Ιονισμένου Υδρογόνου Γιάννης Σειραδάκης Τμήμα Φυσικής, ΑΠΘ

Ο Γαλαξίας μας περιέχει αστέρες, αέρια και σκόνη

Ο Γαλαξίας μας περιέχει αστέρες, αέρια και σκόνη

Οι περιοχές ιονισμένου υδρογόνου θερμαίνονται και ιονίζονται από αστέρες φασματικού τύπου Ο και Β. ...Μερικά παραδείγματα:

Το νεφέλωμα του Ωρίωνα

Το νεφέλωμα του Τριφυλλιού, M20 στον Τοξότη

Το νεφέλωμα της Ροζέττας (ερυθρό=H, πράσινο=[OIII], κυανό=[SII])

Νέφη εκπομπής και Νέφη απορρόφησης Υπολείμματα υπερκαινοφανών Πλανητικά νεφελώματα Λαμπρά διάχυτα νέφη Περιοχές Ιονισμένου Υδρογόνου (ΗΙΙ)

Ακτινοβολία κύκλοτρον Δύναμη Lorentz, υ × Β ακτινοβολεί ισοτροπικά με γυροσυχνότητα, ωe ή fe [MHz] = 2.80 Β┴ [Gauss]

Ακτινοβολία σύγχροτρον Αν η ταχύτητα v είναι σχετικιστική: Συντελεστής Lorenz-1 HPBW, Ω = 1/γ Γωνία κλίσης, θ

Ακτινοβολία σύγχροτρον Παρατηρητής βλέπει περιοδικούς παλμούς με περίοδο ίση προς την περίοδο περιφοράς του ηλεκτρονίου και συχνότητα fγ′, μετατοπισμένη κατά Doppler, και όλες τις αρμονικές της Αν γ>> 1, τότε: Κ5/3(ξ): τροποποιημένη συνάρτηση Bessel fc : κρίσιμη συχνότητα του μεγίστου της ακτινοβολίας

Ακτινοβολία σύγχροτρον

Ακτινοβολία σύγχροτρον Υπολογισμός: Στις παρατηρούμενες ραδιοφωνικές συχνότητες, ~ 1 GHz και για γαλαξιακά μαγνητικά πεδία, ~ 10-5 – 10-6 Gauss Υπολογίζεται ότι: γ ~ 103 – 105 (Σχετικιστικά e-)

Ακτινοβολία σύγχροτρον Ακτίνα της ελικοειδούς τροχιάς: Υπολογισμός: B = 3 μGauss (3×10-6 Gauss)  R = 1014 cm = 7 A.U.

Ακτινοβολία σύγχροτρον Κατανομή της έντασης ακτινοβολίας σύγχροτρον Λαμβάνοντας υπόψη: (α) Διαστάσεις πηγής, D, και tην κατανομή της ενέργειας των ηλεκτρονίων Ν(Ε) dE Συνάρτηση Ginzburg Αν Ν(Ε) dE = NoEP dE 

Ακτινοβολία σύγχροτρον Κατανομή της έντασης ακτινοβολίας σύγχροτρον Συνάρτηση Ginzburg P 1.0 1.5 2.0 2.5 3.0 4.0 5.0 α(Ρ) 0.283 0.147 0.103 0.0852 0.0742 0.0725 0.0922  Δηλαδή άν σε μια περιοχή υπάρχουν σχετικιστικά ηλεκτρόνια με εκθετική κατανομή ενέργειας (εκθέτης Ρ), τότε ο φασματικός δείκτης δίνεται από τη σχέση: Ρ = 1 – 2α (Συνήθως: 0 < α < 2)

Θερμική ακτινοβολία ιονισμένου αερίου ...οφείλεται σε ακτινοβολία πέδησης – Bremsstralung Στις περιοχές ιονισμένου υδρογόνου (Τ ~ 104 Κ), η πέδηση οφείλεται σε δυνάμεις Coulomb. Τα ηλεκτρόνια εκπέμπουν Η/Μ ακτινοβολία. Η τυπική διάρκεια της αλληλεπίδρασης είναι: Μικρό t  [Fourier]  Φάσμα εκπομπής ανεξάρτητο της f

Θερμική ακτινοβολία ιονισμένου αερίου

Θερμική ακτινοβολία ιονισμένου αερίου Υπενθυμίζουμε ότι: ... και επειδή: έπεται ότι: [Τ ~ 104 Κ] Οπτικό βάθος, τ όπου: (Συντελεστής Gaunt)

Θερμική ακτινοβολία ιονισμένου αερίου Για Τi – 104 K και f = 1000 MHz:

Θερμική ακτινοβολία ιονισμένου αερίου

Σφαίρα Strömgren Νεφέλωμα της Ροζέτας

Σφαίρα Strömgren Ισορροπία ιονισμού - επανασυνδέσεων β(Τi) = 2×10‑16Ti‑3/4 [m3s‑1]

Σφαίρα Strömgren Ισορροπία ιονισμού - επανασυνδέσεων Φασματικός τύπος Β1 V B2 I Ο9 V Ο9 I Ο5 I Ακτίνα Strömgren [pc] 5 15 50 100 150

Πυκνότητα ηλεκτρονίων Σφαίρα Strömgren Παραδείγματα περιοχών ιονισμένου υδρογόνου Όνομα Πυκνότητα ροής (1.4 GHz) [Jy] Διάμετρος [pc] Απόσταση [kpc] Μέτρο Εκπομπής [cm-6pc] Πυκνότητα ηλεκτρονίων [cm-3] Οmega Nebula N.America Nebula Rοzzete Nebula Lagοοn Nebula M17 (NGC6618) Οriοn Nebula (M42) W3 (C) W49A (B1) W51 W75 (DR21) NGC 7538 (B) 1000 550 260 520 5 54 37 3.5 2.3 0.6 0.07 0.9 0.4 0.08 0.15 2.2 1.2 1.4 0.5 3.1 13.8 7.3 3.0 2.5 3×106 4×103 3×103 4×105 5×106 6×106 3×107 1×107 4×107 5×107 7×106 5×102 10 9 2×102 2×103 5×103 2×104 8×103 4.3×104 6×103