709
edits
Difference between revisions of "Bloc 1. Formació estel·lar"
From Potatopedia
Bloc 1. Formació estel·lar (view source)
Revision as of 15:52, 15 September 2021
, 15:52, 15 September 2021no edit summary
(Més classe...) |
|||
| Line 67: | Line 67: | ||
TODO: Acabar de copiar | TODO: Acabar de copiar | ||
--- | |||
La disminució de la magnitud aparent d'un objecte, <math>A_\lambda</math>, ha d'estar per tant necessàriament relacionada amb l'opacitat òptica. El ràtio de disminució de la intensitat lumínica ve donat per: | |||
<math>I_\lambda = I_{\lambda, 0} \times e^{- \tau_\lambda}</math> | |||
on <math>I_{\lambda, 0}</math> és la intensitat intrínseca, sense extensió i tau és l'espessor òptic. El canvi en magnitud aparent es pot expressar en funció de tau: | |||
TODO: Copiar | |||
--- | |||
L'espessor òptic en travessar un núvol de pols ve donat per: | |||
<math>\tau_\lambda = \int_0^s n_d(s') \sigma_\lambda ds'</math> | |||
on <math>n_d(s')</math> és la densitat (cm<sup>-3</sup>) dels grànuls de pols responsables de l'scattering i sigma és la secció eficaç. Si assumim que sigma es mantè constant al llarg de la línia de visió, llavors: | |||
<math>\tau_\lambda = \sigma_\lambda \int_0^s n_d(s') ds' \equiv \sigma_\lambda N_d</math> | |||
on N_d és la columna de densitat de pols, és a dir, el nombre de partícules en un cilindre observador <--> estel, amb secció eficaç = 1 m^2. | |||
Extinció interestel·lar: el nivell d'extinció interestel·lar depèn directament de la quantitat de gas interestel·lar que la llum ha de travessar fins arribar a l'observador. | |||
--- | |||
La física relacionada amb la dispersió de la llum deguda a la presència de grànuls de pols interestel·lar va ser estudiada per primera vegada per Gustav Mie (1858-1957) a principis del segle X. | |||
Mie va assumir inicialment que les partícules de pols es podien aproximar a petites esferes, caracteritzada per un cert radi a, i amb una secció eficaç donada per <math>\sigma_d = \pi a^2</math>. Es defineix el coeficient d'extinció com: | |||
TODO!!! | |||
--- | |||
Va descubrir que quan la longitud d'ona de la llum incident és de l'ordre del tamany dels grànuls de pols, llavors Q_lambda \approx a/lambda. En aquest cas, en el límit en què lambda esdevé més gran que a, Q_\lamdba \to 0. Per altra banda, si \lambda és molt petit (llum molt energètica) en comparació amb a, llavors Q_\lambda \to const., és a dir, és independent de \lambda. | |||
S'estableixen així 2 límits fenomenològics, en funció de la relació entre la longitud d'ona estudiada <math>\lambda</math> i el tamany típic dels grànuls de pols <math>a</math>: | |||
<math>\sigma_\lambda = a^3/lambda (\lambda > a), a^2 *\lambda << a (\lambda << a)</math> | |||
Analogia: a un llac, si lambda és més gran que a, l'ona no es veu afectada. Si per altra banda lambda és molt més petit que a, l'ona queda bloquejada (una illa al mig del llac p. ex). Les úniques ones que sobreviuen són les que poden "travessar" l'illa. | |||
--- | |||
És evident doncs que $A_\lambda$ depèn de la longitud d'ona. Les lambda llargues (és a dir, vermell) no sofreixen una dispersió tant forta com les lambda curtes (és a dir, blau). '''La llum estel·lar travessant un núvol de pols esdevindrà per tant aparentment un núvol de pols esdevindrà per tant aparentment més rogenca''' del que la seva temperatura efectiva implicaria. | |||
En canvi, si observem un núvol de pols en una direcció diferent que la de la línia de visió a un estel brillant situat darrera el núvol, el fet que la llum blava es dispersa amb més facilitat farà que observem una '''nebulosa de reflexió''', com per exemple les Plèiades. | |||
--- | |||
Les prediccions/models de Mie funcionen bé per longituds d'ona relativament grans. Per energies més altes apareixen desviacions importants. (més info + gràfic a les diapos) | |||
El que hem fet ara són simplificacions, tot és més complicat (estem suposant que són esferes!!). | |||
--- | |||
Les desviacions poden ser pels següents elements: | |||
* Grafits: compost altament ordenat de carboni, que interactua fortament amb la llum a longituds d'ona approx 217.5 mm ("bump region"). | |||
* Hidrocarburs policíclics ("PAH"): molècules complexes orgàniques. Similar als nuclis atòmics, també hi trobem nivells d'energia quantitzats. L'excitació d'aquestes molècules (vibració, rotació) i posterior desexcitació emet un espectre característic, típicament en l'infraroig (3.3 micras i 12 micras, "unidentified infrared emission bands"). | |||
* Silicats (ex: Si-O): produeixen bandes d'absorció característiques en el rang 9.7-18 micras. | |||
[[Category:Astrofísica i cosmologia]] | [[Category:Astrofísica i cosmologia]] | ||
