Κατέβασμα παρουσίασης
Η παρουσίαση φορτώνεται. Παρακαλείστε να περιμένετε
1
Παρατηρήσεις Ιονισμένου Υδρογόνου
Γιάννης Σειραδάκης Τμήμα Φυσικής, ΑΠΘ
2
Ο Γαλαξίας μας περιέχει αστέρες, αέρια και σκόνη
3
Ο Γαλαξίας μας περιέχει αστέρες, αέρια και σκόνη
4
Οι περιοχές ιονισμένου υδρογόνου θερμαίνονται και ιονίζονται από αστέρες φασματικού τύπου Ο και Β Μερικά παραδείγματα:
5
Το νεφέλωμα του Ωρίωνα
6
Το νεφέλωμα του Τριφυλλιού, M20 στον Τοξότη
7
Το νεφέλωμα της Ροζέττας
(ερυθρό=H, πράσινο=[OIII], κυανό=[SII])
8
Νέφη εκπομπής και Νέφη απορρόφησης
Υπολείμματα υπερκαινοφανών Πλανητικά νεφελώματα Λαμπρά διάχυτα νέφη Περιοχές Ιονισμένου Υδρογόνου (ΗΙΙ)
9
Ακτινοβολία κύκλοτρον
Δύναμη Lorentz, υ × Β ακτινοβολεί ισοτροπικά με γυροσυχνότητα, ωe ή fe [MHz] = 2.80 Β┴ [Gauss]
10
Ακτινοβολία σύγχροτρον
Αν η ταχύτητα v είναι σχετικιστική: Συντελεστής Lorenz-1 HPBW, Ω = 1/γ Γωνία κλίσης, θ
11
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
12
Ακτινοβολία σύγχροτρον
13
Ακτινοβολία σύγχροτρον
Υπολογισμός: Στις παρατηρούμενες ραδιοφωνικές συχνότητες, ~ 1 GHz και για γαλαξιακά μαγνητικά πεδία, ~ 10-5 – 10-6 Gauss Υπολογίζεται ότι: γ ~ 103 – (Σχετικιστικά e-)
14
Ακτινοβολία σύγχροτρον
Ακτίνα της ελικοειδούς τροχιάς: Υπολογισμός: B = 3 μGauss (3×10-6 Gauss) R = 1014 cm = 7 A.U.
15
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
16
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)
17
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
18
Θερμική ακτινοβολία ιονισμένου αερίου
19
Θερμική ακτινοβολία ιονισμένου αερίου
Υπενθυμίζουμε ότι: ... και επειδή: έπεται ότι: [Τ ~ 104 Κ] Οπτικό βάθος, τ όπου: (Συντελεστής Gaunt)
20
Θερμική ακτινοβολία ιονισμένου αερίου
Για Τi – 104 K και f = 1000 MHz:
21
Θερμική ακτινοβολία ιονισμένου αερίου
22
Σφαίρα Strömgren Νεφέλωμα της Ροζέτας
23
Σφαίρα Strömgren Ισορροπία ιονισμού - επανασυνδέσεων
β(Τi) = 2×10‑16Ti‑3/ [m3s‑1]
24
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
25
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
Παρόμοιες παρουσιάσεις
