709
edits
Difference between revisions of "Bloc 1. Formació estel·lar"
From Potatopedia
Bloc 1. Formació estel·lar (view source)
Revision as of 15:48, 16 September 2021
, 15:48, 16 September 2021Final de la classe
(Partial save) |
(Final de la classe) |
||
| Line 151: | Line 151: | ||
* '''Globus de Bok''': estan fora dels grans complexes de núvols moleculars, són esfèriques i tenen alts valors d'extenció (A_v > 10). Temperatures baixes (T ~ 10K), altes densitats (10^10 m^-3) i masses relativament baixes (M ~ 1-1000 masses solars), amb tamanys típics d'algun pc. | * '''Globus de Bok''': estan fora dels grans complexes de núvols moleculars, són esfèriques i tenen alts valors d'extenció (A_v > 10). Temperatures baixes (T ~ 10K), altes densitats (10^10 m^-3) i masses relativament baixes (M ~ 1-1000 masses solars), amb tamanys típics d'algun pc. | ||
== Distribució del gas a l'ISM == | |||
=== Gas "Coronal" === | |||
* La nostra galàxia té un halo que medeix 5 megapàrsecs en la direcció perpendicular a "la galàxia". Està plena de gas, l'anomenat "gas coronal". | |||
* És un gas molt calent, pq rep la radiació de tot el disc amb la formació estel·lar. Al disc no rep radiació llunyana perquè té obstacles, però estant sortit de la galàxia perpendicularment rep molta més radiació. | |||
* Traçat mitjançant línies d'emissió d'elements altament ionitzats, emissió "lliure-lliure", recombinació radiativa, UV, X-rays, etc. | |||
** En estar tant calents hi ha moltes maneres de traçar-se - i per això està ben traçat. | |||
* Escalfat/ionitzat per xocs de SN (supernoves), vent disc galàctic, o associacions OB. | |||
TODO: imatge radiació Gdrawings | |||
=== Gas calent ionitzat (Warm Ionized Miedum, WIM) === | |||
* Gas moderadament calent (8000 K), i poc dens i difós. | |||
* Traçat: línies absorció en l'òptic/UV, emissió línia H alfa. | |||
* Font d'ionització incerta (fotons provinents de regions H II?) | |||
=== Gas atòmic neutre === | |||
* Fred (100 K) composat per núvols d'hidrogen (Cold Neutral Medium, CNM). | |||
* Entre núvol i núvol, hi ha gas atòmic força més calent (8000 K) (Warm Neutral Medium, WNM). | |||
* Traçat mitjançant línia 21 cm o línies emissió/absorció si estel brillant present al rerafons. | |||
=== Gas molecular === | |||
* El que ens interesa per la formació d'estels. | |||
* Gas fred concentrat en núvols moleculars. | |||
* Traçat per línies d'emissió de CO, longitud d'ona milimètrica (IR). | |||
* > 200 molècules diferents (especialment H_2; H_2/CO ~ 10^-4) | |||
* Turbulències, regió de formació estel·lar | |||
TODO: Afegir taula de les diferents components resumint totes les propietats. | |||
La distribució del gas a la nostra Galàxia en components caracteritzades per localitzacions, densitats i temperatures diferents, així com traces observacionals mitjançant les quals es poden estudiar. | |||
== Una altra component del medi interestel·lar: raigs còsmics == | |||
Més enllà de presència química, i la presència de camps magnètics i radiatius, l'ISM conté, inhomogèniament repartida, una població no-tèrmica (les seves components no han tingut de dir: estem a aquesta temperatura) de partícules altament energètiques, els '''raigs còsmics''' (CR). | |||
CRs: partícules carregades accelerades en explisions de supernova, en xocs forts dels vents estel·lars d'estels joves, o produits fora de la Galàxia en nuclis de galàxies actius (AGNs), explosions de rajos gamma (GRBs), etc. i que poden viatjar en el medi intergal·làctic fins a desenes de Mpc fins arribar a la Via Làctia. | |||
L'espectre: des d'alguns MeV fins a 10^14 MeV (1 sola partícula pot tenir la mateixa energia cinètica d'una pilota de tennis llançada a una velocitat de 100 km/h). L'espectre és en forma de llei de potències (<math>\Gamma = 2.7</math>) amb almenys 2 canvis espectrals: "knee" i "ankle". | |||
* Fenomen: partícules carregades, camp magnètic a la galàxia: els CRs desvien la seva direcció i sembla que vinguin d'una zona de la que realment no prové. A energies més grans no es deflecten tant perquè no els afecta tant, i es comencen a veure algunes estructures pero més o menys. Hi ha molta investigació en això. | |||
* Composició de raigs còsmics: | |||
** 50% protons | |||
** 25% partícules alfa (nuclis He) | |||
** 13% nuclis C, N, O | |||
** < 1% electrons/positrons | |||
** < 0.1% fotons (γ) | |||
TODO: Afegir gràfica de energies. | |||
--- | |||
Els CRs acumulen aproximadament un terç de la densitat total de l'energia no-tèrmica de la nostra galàxia, és a dir, una fracció comparable a l'acumulada en camps magnètics i camps de radiació: | |||
<math>\rho_{CR} = \frac{1}{c} \int_{E_0}^\infty E \frac{d^2 \phi}{dE d\Omega} d\Omega \approx 1 \text{ eV cm}^{-3}</math> | |||
<math>\rho_B = \frac{1}{8 \pi} B^2 \approx 1 \text{ eV cm}^{-3}</math> | |||
<math></math> | |||
<math></math> | |||
TODO: Completar lo de dalt | |||
--- | |||
La termodinàmica de l'ISM està fortament influenciada per l'acció dels CRs, a través de l'ionització dels àtoms/molècules d'hidrogen. | |||
* Un electró és arrencat i proveït d'una fracció de l'energia cinètica del raig còsmic icident. | |||
* Aquest electró interactua amb altres partícules, i aquestes a la seva vegada amb altres. | |||
* S'incrementa aixó l'energia tèrmica de l'ISM. | |||
* Hi ha altres fonts de calentament del medi: ionització d'àtoms de carboni amb fotons UV o rajos X provinents d'estels joves, o l'abosrció de fotons provinents del camp de radiació interestel·lar per les macro-molècules presents en la pols interestel·lar. | |||
* El balanç termodinàmic s'aconsegueix amb mecanismes d'emissió del material que forma l'ISM. El mecanisme principal és l'emissió de fotons en l'infrarroig. | |||
TODO: completar l'anterior | |||
--- | |||
M42: regió per excel·lència de formació estel·lar. | |||
[[Category:Astrofísica i cosmologia]] | [[Category:Astrofísica i cosmologia]] | ||
