Emisiniai ū kai

1. Emisiniai ūkai Nuotrauka iš Žemės

2. Emisiniai ūkai • H II sritys • Emisinių ūkų šiluminės kilmės radijo bangos • Emisinių ūkų rekombinacinis spektras • Šiluminių smūgių sužadintas emisinių ūkų spinduliavimas

3. Emisiniai ūkai – švytinčios H II sritys • Fotonų sukeltos dujų jonizacijosenergijos balansą nusako Einšteino formulė: Ef–atomą jonizavusio fotono energija -atomo jonizacijos potencialas • Tarpžvaigždines dujas jonizuoja žvaigždės fotonai. • Kuo karštesnė žvaigždė, tuo aukštenė dujų kinetinė • temparatūra

4. Bolcmano dėsnis: Tarpžvaigždinėse dujose negalioja, nes dalelių tarpusavio susidūrimai reti ir aukštesniuose lygmenyse atomų mažiau negu reikalauja Bolcmano dėsnis.

5. 13.60 ev Vandenilio atomo Energijos lygmenų schema Vandenilį iš pagrindinio lygmens sugeba jonizuoti visi tie fotonai, kurių energijaE13,6 eV. Tokius energingus fotonus skleidžia O-B2 spektrinių klasiųžvaigždes. Jų Fotosferų temperatūra siekia 25 000-50 000 K. λ=91.15nm

6. 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.

7. Maksvelo greičiųpasiskirstymo dėsnis • Kinetinė temparatūra proporcinga vidutinei šiluminei energijai, tenkančiai vienai dujų dalelei. • Kievienai kinetinės temparatūros vertei susidaro • būdingas dalelių pasiskirstymas pagal greičius – • Maksvelo pasiskirstymo dėsnis. • Tarpžvaigždinės medžiagos dalelių greičiai • pasiskirstę pagal Maksvelo dėsnį.

8. Maksvelo greičiųpasiskirstymo dėsnis Dalelių su energija E skaičius energijos vieneto intervale:

9. Maksvelo greičių pasiskirstymas Vidutinis greitis: Pvz.: Protonų pasiskirstymas pagal greičius v esant skirtingoms kinetinėms temperatūroms

10. H II sritys Kinetinė temperatūra: 7000 –10 000 K Iki 150 000 K Tačiau dalelių labai mažai Smūgiai reti Dulkės įšyla tik iki 100 K

11. 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

12. 1 cm –10 m bangų ruože ūkai nekaidrūs • Spinduliuoja kaip absoliučiai juodi kūnai • Skaisčio spektrinis tankis: Iš Planko dėsnio: mažų dažnių arba ilgų bangų sritis vienetinio ploto į vienetinį erdvinį kampą Rayleigh ir Jeans lygtis Tam tikro ploto kūno, pvz. ūko

13. Išmatavus radijo spindesio spektrinį tankį, galima apskaičiuoti emisiniųūkų temperatūrą: Skaistinė temperatūra

14. H II sritiesradijo diapazonoenergijos kreivė Trumpesnėms bangoms ūkas tampa skaidrus Tb=Tk

15. Emisinių ūkų rekombinacinis spektras • Vandenilio emisijos linijos • Dvifotoniai vandenilio šuoliai- • ištisinis spektras • Vandenilio radijo emisijos linijos • Helio rekombinacinis spektras

16. Vandenilio ištisinis rekombinacinis spektras ir emisijos linijos • 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.

17. Elektroninė atomo konfigūracija • 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 Elektronų skaičius pasluoksnyje Sluoksnio numeris

18. 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.

19. Atomo termas • Pilnutinis judesio kiekio momentas: J=L+S • L – visų elektronų orbitinių judesio kiekių momentų suma • S – visų elektronų sukinių momentų suma

20. 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

21. Dvifotoniai vandenilio šuoliai Vandenilio antrasis lygmuo susideda iš 3 beveik vienodos Energijos lygmenų: 2s 2S1/2, 2p 2P1/2, 2p 2P3/2 Du fotonai, kurių energijų suma lygi Lαfotono energijai Energija pasiskirsto tarp abiejų fotonų Ištisinis spektras nuo infra iki Lα 2s 2S1/21s 2S1/2 Sukinys nepasikeičia! Fotono sukinio kvantinis skaičius lygus 1. Todėl turi būti išpspinduliuojami 2 fotonai

22. Lemisijos linija 2p 2P1/2 1s 2S ½, 2p2P3/2  1s 2S1/2 Rezonansinė vandenilio emisijos linijaL. Fotoną vėl sugauna H I atomai, kurie vėl pakyla į 2p 2P1/2 ir 2p 2P3/2 lygmenis Fotonų sklaida

23. Vandenilio radijo emisijos linijos Rekombinacijos metu vandenilio atomai atsiduria labai aukštuose energijos lygmenyse, kurių eilės numeris iki 200-300. Šuoliai tarp gretimųlabai aukštų lygmenų- Rydberg linijos (λ≈1 mm – 10 cm)

24. Helio rekombinacijos spektras • He I sugeba jonizuoti visi tie fotonai, kurių energija didesnė negu ≈23 eV • Dvifotoniai šuoliai Pvz.: He I: 2s 1S0→1s 1S0 • He I ir He II linjos ir ištisinis spektras silpni. He I energijos lygmenų schema

25. 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.

26. Didžiojo Oriono ūko spektras. [O III] nebulinės linijos 500,7 nm ir 495,9 nm

27. M42: tik OIII

28. Nebulinės linijos: • 500,68 nm -[O III] linija 2s22p21D2→2s22p23P2 • 495,89nm- [O III] linija 2s22p21D2 →2s22p23P1 • Aurorinės linijos - draustinės linijos iš antrojo metastabiliojo • lygmens į pirmąjį metastabilųjį lygmenį. • Pvz.: [O I] 557,7 nm linijapolinėse pašvaistėse • Transaurorinės linijos -draustinės linijos iš antrojo metastabiliojo lygmens į pagrindinįlygmenį. Pvz.: [O III] 232,1 ir 233,2 nm linijos

29. Emisinių ūkų dydis Parodykite, kad H II srities dydisatvirkščiai 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.

30. Visos H II srities masė: M ~ n–1

31. Kokio dydžio sritį gali jonizuoti karšta žvaigždė?

32. Uždavinys: Kiek tarpžvaigždinės medžiagos atomų jonizuoja kiekvieną minutę žvaigždė, kurios T =100000 К ir R = 10 R Saulės ? Laikykite, kad Žvaigždė spinduliuoja kaip absoliučiai juodas kūnas.

33. Rozetės emisinis ūkas. Jo viduje padrikasis spiečius NGC 2244, kurio amžius tik 4 milijonai metų. Ūko skersmuo 50 šm, nuotolis – 4500 šm

34. Tarantulo ūkas DMD Jo centre slypi 1-2 ·106 metų spiečius R 136

35. 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)

36. Kodėl H I sritys optinėje spektro dalyje tamsios? H I srityse dėl menkos jonizacijos labai reti rekombinacijos aktai. Todėl rekombinacinis švytėjimassilpnas. Laisvųjų elektronų smūgiai taip pat beveik nepajėgia sužadinti emisijos linijų optinėje srityje. Todėl H I sritys tamsios, išskyrus atspindžio ūkus.

37. Į H I sritis nepatenka trumpieji ultravioletiniai spinduliai. Todėl vandenilis nejonizuotas. Ilgesni spinduliai patenka ir jonizuoja metalus

38. 21 cm linija Vandenilio atomas viršutiniame metastabilame sande išbūna 11· 106 metų

39. 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

40. 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

42. 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.

43. Diferencialinis Galaktikos sukimasis 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.

44. Įvairių dangaus sričių 21 cm emisijos linijų profiliai. Tb – skaistinė temperatūra: Vr – radialinis greitis l, b - galaktinės koordinatės Kai debesis neskaidrus savo Paties skleidžiamoms 21 cm radijo bangoms, Tb=Tk

45. Galaktika 21 cm linijoje Saulė

46. 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.