PLS 2012

Spettroscopia di oggetti celesti

P. Focardi & D. Dallacasa Dipartimento di Astronomia UNIBO

PLS 2012

La componente blu della luce

è maggiormente rifratta

1901

A

B O

F

G K

n eV E n

E 1 1 )

( 13.6

-

1 2

2 1

2

− = ⋅ −

2

= 2

n n

= 1

eV E

E )

1 1 2

( 1 13.6

-

1

2

− = ⋅ −

eV 2

.

10

υ ^{h c} λ

h

E = =

∆ ^{h erg s}

10

6.626 ⋅

=

s cm c = 2.998 ⋅ 10

/

erg eV 1.602 10

1 = ⋅

12

10 27

10 602

. 1 2 . 10

10 998

. 2 10

626 .

6

−

−

⋅

⋅

⋅

⋅

= ⋅

λ

cm 10

213 .

1 ⋅

λ = ^{1 cm = 10}

^A

A

= 1215

λ

S 1

P 3

P S 2

2 S 3

1216 Å

1015 6563 Å Å

P S 4

4

4861 Å

Atomo di H

In realtà... la questione è un po' più complicata...

Esistono delle regole (“di selezione”)

imposte dalla Meccanica

Quantistica.

e non tutte le

transizioni sono

possibili .

Transizioni fra stati legati

Transizioni fra stati legati e liberi

A

e

Transizioni fra stati liberi

Per passare dallo stato fondamentale (livello 1) allo stato libero l'elettrone dell'atomo di idrogeno deve ricevere almeno 13.6 eV (energia di

ionizzazione)

L'eventuale energia in

eccesso è “trasformata” in energia cinetica dell'

elettrone

E=E

+ 1

2 m

v

E

47.3 34.8

23.3 10.4

S

77.5 47.5

29.6 14.5

N

77.4 54.9

35.1 13.6

O

54.4 24.6

He

13.6 H

IV III

II I

Alcune energie di ionizzazione (eV) E

Gli astronomi indicano lo stato di ionizzazione degli elementi aggiungendo un numero romano di fianco al simbolo a partire dal II

Pertanto:

He I significa elio allo stato neutro HeII elio ionizzato 1 volta

HeIII elio completamente ionizzato (ha 2 elettroni)

OI ossigeno neutro,

OII ossigeno ionizzato 1 volta,

OIII ossigeno ionizzato 2 volte ecc.

Affinchè avvenga la fotoionizzazione

A

e

hν

hν >

A

E≥E

La probabilità di cattura del fotone dipende da , cala al crescere della frequenza (energia) del fotone.

ma non troppo maggiore

ν

Affinchè avvenga la ricombinazione la velocità dell'elettrone non può essere troppo elevata

A

e

A

La probabilità di cattura dell'elettrone dipende

da , cala al crescere della sua velocità v

1 n =

∞

= n

La ricombinazione può avvenire portando l'elettrone direttamente dallo stato libero al livello fondamentale

oppure attraverso

un meccanismo

a cascata

L'energia contenuta in una riga di emissione dipende da

- energia del fotone emesso

- densità di atomi che hanno elettroni nel livello eccitato coinvolto dall'emissione

- probabilità di transizione spontanea fra i livelli coinvolti

ε

= h ν

N

A

n m

cm

s

erg

L'emissività è l'energia emessa ad una certa

lunghezza d'onda (o frequenza) in un secondo da 1

ε

Δ t

≈10

sec

La probabilità è pari all'inverso del tempo di decadimento spontaneo da un livello all'altro

Poichè l'elettrone passa dal livello 2 al livello 1 in A

≈ 10

sec

Una regione di gas caldo emette uno spettro a righe in tutte le direzioni, ma noi riceviamo

solo ciò che giunge lungo la nostra linea di vista

r

quello che noi osserviamo è il flusso

I

=ε

r

cm

4,2 3,2 4

3 4,2

3,2 4,2

3,2

A A N

N hν

hν I

I = ⋅ ⋅

2 4 3

0.16 I

/I

0.26 I

/I

0.47 I

/I

2.87 I

/I

Decremento di Balmer

Hα

Hβ Hγ

0 1S

2 1D

4959 Å 5007 Å

4363 Å

2 3P

1 3P

0 3P

Le righe proibite dell' [OIII].

Livelli metastabili

[O II]

[Ne III]

[O III] Hβ

Hγ

He II

[O III]

[O I] [S II] [N II]

He I

Hα

Ma se sono proibite perchè avvengono?

L'eccitazione

(o diseccitazione) ad (da) uno stato metastabile avviene per collisione con elettroni liberi sufficientemente

energetici .

e

A

Affinchè possano avvenire le transizioni proibite la

densità degli elettroni deve essere vicina ad un valore critico caratteristico per ogni transizione

Se è troppo bassa

Consideriamo una transizione proibita fra due livelli m e n

N

poche eccitazioni n m

poche diseccitazioni m n dominano le transizioni

spontanee (fra i livelli

permessi)

Se è troppo alta ^N

le collisioni dominano

le eccitazioni portano gli elettroni da n e m verso livelli superiori

gli atomi con elettroni a livello m sono pochi

N

= N

Quando le righe proibite hanno la

massima intensità

I rapporti di intensità fra le righe proibite

permettono di determinare la densità degli elettroni

del gas emittente

Per valori di densità elettronica inferiori a

10

el.cm

1 2 3

5007 4959

4363

consente di derivare una stima della

I (4959)+ I (5007)

I (4363)

Anche l'intensità (forza ) delle righe di assorbimento

dipende da temperatura, densità e

composizione chimica

prevalentemente

dalla temperatura

Nel sole l' idrogeno è 440 000 volte più abbondante del calcio

Le righe del calcio (ionizzato) sono molto

più forti di quelle dell’idrogeno

Ricapitolando:

Le stelle sono caratterizzate da uno spettro che presenta un continuo con righe di

Il gas caldo mostra uno spettro con righe di

E le galassie ??

assorbimento

emissione

Le galassie in cui non si formano più stelle avranno uno spettro di ....

Le galassie in cui si formano molte stelle

avranno uno spettro di ....

NGC 5548

NGC 3227

Nel 1943 Carl Seyfert identifica

alcune galassie che mostrano

larghe righe di emissione negli

spettri

NGC 3227

NGC 5548

NGC 1068

Sy2

SB

SB

Nel 1963 Maarten Schmidt riconosce nello spettro

della sorgente radio 3C-273 , le righe della serie di

Balmer a z=0.16. E' la scoperta dei quasar.

Effetto Doppler 



= 1 v c z= −



z= v

c

1929

Edwin Hubble

V = K d

Z ?

Ly _ ~1216 A Si IV ~1397 A C IV ~1549 A C III~1908 A

MgII ~2799 A

H _ ~ 4341 A

Cosa faremo in laboratorio

Utilizzando alcuni “comandi” di IRAF (Image Reduction and Analysis Facility, un software usato dagli “astronomi

professionisti” di tutto il mondo).

- Misureremo il redshift di alcune galassie che hanno spettro con righe di emissione;

- determineremo la loro distanza utilizzando la legge di Hubble;

- misureremo sulle immagini i diametri

angolari delle galassie e utilizzando la distanza determineremo le loro dimensioni “vere”;

- misureremo il flusso di alcune righe e utilizzando i diagrammi diagnostici

determineremo lo stato di “attività” (Sy, SB, Liner) delle galassie.

-Identificheremo le righe di emissione di alcuni