Nebulosa de emisión

Una nebulosa de emisión ( autoluminosa ) es una nube interestelar que irradia en el rango óptico debido a la ionización de su propio gas. Los espectros de tales nebulosas muestran fuertes líneas de emisión , incluidas las prohibidas , contra el fondo de un débil espectro continuo. Las nebulosas de emisión pueden ser de diferente naturaleza: pueden ser, por ejemplo, regiones H II o nebulosas planetarias .

El mecanismo de emisión de las nebulosas de emisión se explica por la fluorescencia : un fotón en el rango ultravioleta es absorbido por un átomo y lo ioniza, y luego, como resultado de la recombinación y una cadena de transiciones espontáneas , se emiten fotones con menor energía, incluso en el rango óptico .

Características

Descripción

Las nebulosas de emisión (autoluminosas), como otras nebulosas , son nubes interestelares de gas y polvo que se destacan contra el cielo. Radian en el rango óptico , por lo que se clasifican como nebulosas difusas (ligeras) [1] . Las nebulosas de emisión brillan debido a la ionización de su propio gas, a diferencia de las nebulosas de reflexión , que brillan únicamente por la luz reflejada de las estrellas . Las temperaturas, los tamaños y las masas de tales nebulosas pueden diferir notablemente (ver más abajo ) [2] [3] [4] .

Las nebulosas de emisión a veces se denominan nebulosas de "gas", en contraste con las nebulosas "polvorientas", oscuras y reflectantes. Tal división no refleja la composición, ya que la proporción de gas y polvo es aproximadamente la misma en diferentes nebulosas, pero se debe al hecho de que en las nebulosas de "gas" se observa un resplandor de gas, y en las manifestaciones de observación de "polvo" - reflexión o absorción de luz - son causados ​​por el polvo [5] .

Los espectros de las nebulosas de emisión tienen un carácter de emisión: en ellas se observan fuertes líneas de emisión , incluso prohibidas . El espectro continuo es débil y su forma depende del tipo de nebulosa de emisión (ver más abajo ). Esto permite distinguir las nebulosas de emisión de las de reflexión: el espectro de estas últimas es continuo, como ocurre con las estrellas cuya luz reflejan. En los espectros de las nebulosas de emisión, las líneas de hidrógeno son más notables , en particular H-alfa , las líneas de helio neutro e ionizado , y las líneas prohibidas de oxígeno doblemente ionizado y otros elementos también son fuertes [3] [4] [6] .

Tipos de nebulosas de emisión

Las nebulosas de emisión pueden ser de diferente naturaleza: pueden ser, por ejemplo, regiones H II o nebulosas planetarias [4] [5] . Los remanentes de supernova también se denominan a menudo nebulosas de emisión [2] [3] .

Regiones H II

Las regiones H II son nubes interestelares, cuya sustancia es ionizada por la radiación de estrellas jóvenes y brillantes de tipos espectrales tempranos : O y B con temperaturas superiores a 2⋅10 4 K [7] [8] [9] [10] . La formación estelar activa se produce en las regiones H II , su vida útil no supera los pocos millones de años y se concentran principalmente en los brazos espirales galácticos . Una región H II típica es la Nebulosa de Orión [11] .

Las temperaturas de tales objetos son del orden de 10 4 K. Como regla general, sus tamaños varían desde menos de un año luz hasta varios cientos, las concentraciones de partículas van desde unos pocos hasta millones de cm −3 (a modo de comparación, la concentración de partículas en el aire cerca de la superficie de la Tierra es de 2,5⋅10 19 cm − 3 ), masas — de 100 a 10000 M ⊙ [4] [9] [11] . El espectro continuo en las regiones H II es el espectro de radiación térmica con un máximo en el rango ultravioleta [3] .

Nebulosas planetarias

Las nebulosas planetarias a veces se consideran como un tipo de región H II, ya que la materia en ellas también está ionizada por la radiación de la estrella, pero estos objetos también tienen una serie de diferencias. Una nebulosa planetaria se forma cuando una gigante roja , una estrella de masa pequeña o mediana en una etapa tardía de evolución , arroja su propia capa, mientras que el núcleo caliente permanece de la estrella, que ioniza la sustancia de la capa expulsada. Las nebulosas planetarias se concentran hacia el centro de la Galaxia, su tiempo de vida no supera varias decenas de miles de años. Una nebulosa planetaria típica es la Nebulosa Helix [12] [13] [14] .

Las temperaturas de las propias nebulosas planetarias y de las estrellas que las iluminan son superiores a las de las regiones H II: en los núcleos de las nebulosas planetarias pueden alcanzar los 1,5⋅10 5 K . En este caso, las nebulosas planetarias tienen tamaños más pequeños, no más de unos pocos años luz, y masas más pequeñas, en promedio 0,3 M ⊙ [3] [12] .

Nebulosas ionizadas por ondas de choque

Hay nebulosas que no se ionizan por radiación, sino por ondas de choque . En el medio interestelar, se pueden crear ondas de choque como resultado de explosiones de estrellas, nuevas o supernovas , así como durante un fuerte viento estelar [5] .

Un caso especial de este tipo de nebulosas son los remanentes de supernova , que a menudo se consideran como un tipo de nebulosa de emisión. Existen desde hace unos 100 mil años en el lugar de las explosiones de supernovas, y en ellas, además de las ondas de choque, la radiación ultravioleta sincrotrón contribuye a la ionización de la materia . La radiación de sincrotrón también crea un espectro continuo de estos objetos [3] [5] [15] . Un ejemplo típico de un remanente de supernova es la Nebulosa del Cangrejo [16] .

Mecanismo de radiación

En las nebulosas de emisión, hay una ionización y recombinación continua de los átomos del gas que forma la nebulosa. Los átomos de la nebulosa son ionizados por la radiación ultravioleta , y la recombinación se produce en forma de cascada: el electrón no vuelve inmediatamente al nivel del suelo, sino que pasa por varios estados excitados , durante la transición entre los cuales se emiten fotones con una energía inferior a la del electrón. uno inicial Por lo tanto, los fotones ultravioleta en la nebulosa se "procesan" en fotones ópticos : se produce la fluorescencia [17] [18] .

El número de fotones emitidos en una determinada línea por unidad de volumen por unidad de tiempo es proporcional al número de colisiones de iones con protones. En una nebulosa, casi toda la materia está ionizada y la concentración de iones es aproximadamente igual a la concentración de electrones , por lo tanto, el brillo de la superficie de la nebulosa es proporcional a la suma a lo largo de la línea de visión. El valor (o para una nebulosa homogénea con extensión ) obtenido de esta forma se denomina medida de emisión y la concentración de materia puede estimarse a partir del brillo superficial observado [8] [19] .

Causas de la fluorescencia

Cualitativamente, las causas de la fluorescencia se describen a continuación. Podemos considerar una situación en la que la nebulosa es iluminada por una estrella que irradia como un cuerpo negro con temperatura . En este caso, la composición espectral de la radiación de la estrella en cualquier punto se describe mediante la fórmula de temperatura de Planck , pero la densidad de energía de la radiación disminuye al aumentar la distancia a la estrella y a grandes distancias corresponde a una temperatura mucho más baja que . En tal situación, de acuerdo con las leyes de la termodinámica , al interactuar con la materia, la radiación debe redistribuirse en frecuencias, de frecuencias más altas a frecuencias más bajas, lo que sucede en las nebulosas [20] .

Más rigurosamente, este fenómeno se explica por el teorema de Rosseland . Considera átomos con tres posibles niveles de energía 1, 2, 3 en orden ascendente de energía y dos procesos cíclicos opuestos: proceso I con transiciones 1 → 3 → 2 → 1, y proceso II con transiciones 1 → 2 → 3 → 1. En En el proceso I, el átomo absorbe un fotón de alta energía y se emiten dos fotones de baja energía, y en el proceso II, se absorben dos fotones de baja energía y se emite un fotón de alta energía. El número de tales procesos por unidad de tiempo se denota, respectivamente, por y . El teorema establece que si el coeficiente de dilución de la radiación de la estrella es pequeño, es decir, la estrella es visible en un ángulo sólido pequeño (estos parámetros se relacionan como ), entonces , es decir, el proceso II ocurre con mucha menos frecuencia que el proceso I. Así, en las nebulosas de emisión, donde el coeficiente de dilución es bastante pequeño y puede ser de 10−14 , la transformación de fotones de alta energía en fotones de baja energía ocurre órdenes de magnitud más a menudo que viceversa [21] .

Interacción de la radiación con los átomos

Puede considerar la interacción de la radiación con los átomos de hidrógeno , de los cuales se compone principalmente la nebulosa. La densidad de la materia y la radiación en la nebulosa es muy baja, y un átomo de hidrógeno típico está en estado ionizado durante varios cientos de años, hasta que en algún momento choca con un electrón y se recombina, y después de unos meses es nuevamente ionizado por un fotón ultravioleta. Un período de varios meses es mucho más largo que el tiempo durante el cual un átomo pasa a un estado no excitado (base) por emisión espontánea , por lo tanto, casi todos los átomos neutros están en un estado no excitado. Esto significa que la nebulosa es opaca para los fotones de la serie Lyman correspondientes a las transiciones desde el estado fundamental, pero transparente para los fotones de la serie subordinada del hidrógeno [8] [22] .

Cuando un protón captura un electrón libre , se emite un fotón, cuya frecuencia depende del nivel de energía en el que se encuentre el electrón. Si este no es el nivel principal, entonces el fotón emitido sale de la nebulosa, ya que pertenece a la serie subordinada, y si el electrón ha entrado en el nivel principal, entonces se emite un fotón de la serie Lyman, que es absorbido en la nebulosa. , ionizando otro átomo, y el proceso se repite. Así, tarde o temprano, se emite un fotón de una de las series subordinadas y abandona la nebulosa. Lo mismo sucede con las transiciones espontáneas entre niveles: cuando un electrón pasa a cualquier nivel, excepto al de tierra, se emite un fotón, que sale de la nebulosa, en caso contrario se emite un fotón en serie de Lyman, que luego es absorbido. En algún momento, el electrón pasará al segundo nivel de energía y se emitirá un fotón en la serie de Balmer ; después de eso, solo será posible la transición del segundo nivel al primero con la emisión de un fotón en la línea Lyman-alfa . Tal fotón será constantemente absorbido y reemitido, pero eventualmente abandonará la nebulosa. Esto significa que cada fotón ultravioleta que ioniza un átomo de hidrógeno se convierte en un número determinado de fotones, entre los cuales habrá un fotón en la serie Balmer y un fotón en la línea Lyman-alfa [23] .

Lo anterior también significa que la intensidad total de las líneas de Balmer está íntimamente relacionada con el poder de radiación de la estrella que ioniza la nebulosa en el rango ultravioleta. Entonces, observando solo en el rango óptico , se puede comparar la intensidad de la radiación de la estrella en él con la intensidad de las líneas de Balmer y obtener información sobre la radiación de la estrella en diferentes partes del espectro. Tal método, llamado método Zanstra , permite estimar la temperatura de una estrella. Un razonamiento similar se puede extender a otros átomos, como el helio . A su vez, el hidrógeno, el helio y el helio ionizado tienen potenciales de ionización de 13,6, 24,6 y 54,4 eV , respectivamente, por lo que la luminosidad de la nebulosa en las líneas de estos átomos corresponde a la luminosidad de la estrella en distintas partes del ultravioleta. rango. Las estimaciones de la temperatura de la misma estrella a partir de las líneas de diferentes átomos pueden ser diferentes: esto se debe a la diferencia entre el espectro de la estrella y el espectro de un cuerpo absolutamente negro [24] .

Cuando se ionizan por radiación, las intensidades relativas de las líneas de Balmer son prácticamente independientes de la temperatura; esta relación entre ellas se denomina decremento de Balmer . El decremento de Balmer observado en muchas nebulosas difiere del predicho teóricamente debido al hecho de que la absorción interestelar es selectiva, es decir, atenúa la radiación de manera diferente en diferentes longitudes de onda. Comparando el decremento de Balmer teórico y el observado, se puede determinar la magnitud de la extinción interestelar en la Galaxia [25] .

La baja frecuencia de las colisiones de partículas hace posibles transiciones prohibidas para átomos como el oxígeno o el nitrógeno y, en consecuencia, la radiación en líneas prohibidas : aunque el tiempo de vida de un átomo en un estado metaestable es bastante largo, sigue siendo mucho menor que el tiempo promedio. también son posibles entre colisiones y transiciones espontáneas desde estados metaestables. Según las intensidades de las líneas prohibidas, se pueden determinar varios parámetros de la nebulosa: por ejemplo, la intensidad de las líneas de un determinado átomo o ion depende del contenido de este elemento en la nebulosa [26] [8] .

Excitación por impacto

Cuando los átomos se ionizan, aparecen electrones libres con cierta energía cinética. Por lo tanto, también hay una excitación por impacto de los átomos en una colisión con dichos electrones, después de lo cual se produce la emisión espontánea . Este mecanismo es el principal contribuyente a la emisión de átomos con un pequeño potencial de ionización , como el oxígeno . Para átomos con un alto potencial de ionización, en particular para el hidrógeno, la excitación por impacto no hace una contribución significativa a la ionización, ya que la energía promedio de un electrón libre en una nebulosa es mucho menor que la energía de excitación de un átomo de hidrógeno [27] .

Algunas líneas prohibidas corresponden a transiciones de estado que son excitadas por impactos de electrones. Esto le permite medir la concentración de electrones y la temperatura de los electrones : cuanto mayor sea la concentración, más poblados estarán los niveles correspondientes, pero si la concentración es demasiado alta, las colisiones ocurrirán con demasiada frecuencia, los átomos no tendrán tiempo suficiente para hacer la transición de el estado metaestable, y las líneas prohibidas serán más débiles. La temperatura del electrón es una medida de la energía cinética promedio de los electrones: determina qué fracción de electrones es capaz de excitar un estado particular, por lo que puede determinarse comparando las intensidades de las líneas prohibidas de un ion en diferentes estados excitados [26]. ] .

Grado de ionización

Una nebulosa de emisión puede estar limitada por su propia materia ( ing.  nebulosa limitada por gas ) o por radiación ( ing.  nebulosa limitada por radiación ). En el primer caso, la radiación ultravioleta alcanza todas las partes de la nube y los límites visibles de la nebulosa están determinados por el tamaño y la forma de la propia nube. En el segundo caso, la radiación ultravioleta no es lo suficientemente poderosa para ionizar los átomos de hidrógeno en todas las partes de la nube, y los límites visibles de la nebulosa están determinados por el poder de la radiación ultravioleta [3] . Dado que el hidrógeno neutro absorbe bien la luz, el límite entre las regiones donde la mayoría de los átomos están ionizados y donde la mayoría de los átomos de hidrógeno son neutros es bastante nítido. Si hay una estrella en la nebulosa, entonces la región donde la mayoría de los átomos de hidrógeno deberían estar ionizados tiene una forma esférica y se llama esfera de Strömgren [8] [28] .

Si hay una región en la nebulosa donde los átomos se ionizan dos veces, entonces se puede observar un límite similar entre ella y la región donde los átomos se ionizan principalmente una vez. Esto lleva a que las regiones de la nebulosa que emiten en determinadas líneas tengan diferentes tamaños: por ejemplo, la región que emite en líneas de helio ionizado es mucho más pequeña que la región que emite en líneas de helio neutro [28] .

Historia del estudio

En 1610, se descubrió la Nebulosa de Orión , pero durante mucho tiempo después de eso, los científicos ni siquiera fueron conscientes de las diferencias entre las nebulosas y las galaxias . En 1864, William Huggins estudió por primera vez los espectros de varias nebulosas y, basándose en el tipo de su espectro, concluyó que algunas de ellas consistían en gas calentado: así, se distinguían las nebulosas de "gas" [29] [30] [31] . En 1868, sugirió que algunas de las líneas brillantes en los espectros de las nebulosas eran emitidas por átomos del elemento químico previamente desconocido nebulio , pero esta hipótesis era errónea: en 1927, Ira Bowen demostró que las líneas que se atribuían al nebulio estaban en hecho las líneas prohibidas de nitrógeno y oxígeno [32] .

Debido a la sencillez de las condiciones físicas en tales nebulosas —la baja densidad de materia y radiación—, la física de las nebulosas de emisión resultó ser la rama de la astrofísica teórica que se desarrolló en detalle en primer lugar, y sus resultados comenzaron a verse. aplicado en otras ramas de la astrofísica [33] .

Notas

  1. ↑ Darling D. Nebulosa  . Enciclopedia de Internet de la ciencia . Consultado el 28 de julio de 2021. Archivado desde el original el 28 de julio de 2021.
  2. ↑ 1 2 Zasov A.V. Nebulosas galácticas . Gran Enciclopedia Rusa . Consultado el 27 de julio de 2021. Archivado desde el original el 27 de julio de 2021.
  3. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Darling D. Nebulosa  de emisión . Enciclopedia de Internet de la ciencia . Consultado el 27 de julio de 2021. Archivado desde el original el 4 de julio de 2019.
  4. ↑ Nebulosa de emisión 1 2 3 4 . astronomia _ Melbourne: Universidad Tecnológica de Swinburne . Consultado el 27 de julio de 2021. Archivado desde el original el 25 de mayo de 2021. 
  5. ↑ 1 2 3 4 Bochkarev N. G. Nebulosas . Astronet . Consultado el 27 de julio de 2021. Archivado desde el original el 27 de julio de 2021.
  6. ↑ Sobolev, 1985 , pág. 258.
  7. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , pág. 434.
  8. ↑ 1 2 3 4 5 Karttunen et al., 2007 , págs. 323-326.
  9. ↑ 1 2 Bochkarev N.G. Zonas de hidrógeno ionizado . Gran Enciclopedia Rusa . Consultado el 29 de julio de 2021. Archivado desde el original el 4 de marzo de 2021.
  10. ↑ Nebulosa  de emisión . Enciclopedia Britannica . Consultado el 27 de julio de 2021. Archivado desde el original el 27 de julio de 2021.
  11. ↑ 1 2 Región HII  . astronomia _ Melbourne: Universidad Tecnológica de Swinburne . Consultado el 29 de julio de 2021. Archivado desde el original el 26 de febrero de 2021.
  12. ↑ 1 2 Arkhipova V.P. Nebulosas planetarias . Gran Enciclopedia Rusa . Consultado el 30 de julio de 2021. Archivado desde el original el 27 de febrero de 2021.
  13. ↑ Nebulosas  planetarias . astronomia _ Melbourne: Universidad Tecnológica de Swinburne . Consultado el 30 de julio de 2021. Archivado desde el original el 1 de octubre de 2020.
  14. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , pág. 407-409.
  15. ↑ Karttunen et al., 2007 , págs. 332-334.
  16. ↑ Darling D. Remanente  de supernova . Enciclopedia de Internet de la ciencia . Consultado el 30 de julio de 2021. Archivado desde el original el 8 de junio de 2021.
  17. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , pág. 452-454.
  18. ↑ Sobolev, 1985 , pág. 257-259.
  19. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , pág. 454.
  20. ↑ Sobolev, 1985 , pág. 259-261.
  21. ↑ Sobolev, 1985 , pág. 261-263.
  22. ↑ Sobolev, 1985 , pág. 263-266, 284.
  23. ↑ Sobolev, 1985 , pág. 263-266.
  24. ↑ Sobolev, 1985 , pág. 263-269.
  25. ↑ Sobolev, 1985 , pág. 287-289.
  26. ↑ 1 2 Sobolev, 1985 , p. 293-305.
  27. ↑ Sobolev, 1985 , pág. 289-290.
  28. ↑ 1 2 Sobolev, 1985 , p. 275-278.
  29. ↑ Nebulosa . Estudio histórico del estudio de las nebulosas  (inglés) . Enciclopedia Britannica . Consultado el 31 de julio de 2021. Archivado desde el original el 2 de enero de 2018.
  30. ↑ William  Huggins . Enciclopedia Britannica . Consultado el 31 de julio de 2021. Archivado desde el original el 11 de julio de 2021.
  31. ↑ Historia de la Astronomía . astronomia _ Instituto de Historia de las Ciencias Naturales y la Tecnología. SI. Vavilov . Consultado el 31 de julio de 2021. Archivado desde el original el 29 de junio de 2020.
  32. ↑ Nebulio._  _ _ Enciclopedia Britannica . Consultado el 31 de julio de 2021. Archivado desde el original el 31 de julio de 2021.
  33. ↑ Sobolev, 1985 , pág. 257.

Literatura

 medio interestelar
Componentes
nebulosas
Regiones de formación estelar
formaciones circunestelares
Radiaciónviento estelar
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nebulosas visibles
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