Anonymous

Difference between revisions of "Bloc 1. Formació estel·lar"

From Potatopedia

Bloc 1. Formació estel·lar (view source)

Revision as of 15:54, 2 December 2021

685 bytes added ,  15:54, 2 December 2021
→‎Tema 1. El medi interestel·lar: Canvis menors
m (Arreglat un altre enllaç YouTube)
Line 9: Line 9:
=== Medi intergalàctic ===
=== Medi intergalàctic ===


* Les galàxies es mouen al seu torn en el ***medi intergalàctic*** (intergalactic medium, IGM) i, a més gran escala, (cúmuls i súper-cúmuls de galàxies), dins l'intracluster medium (ICM) amb característiques que poden diferir notablement de les de ISM (veure Draine 2001 i Rayden & Pogge 2021).
* Les galàxies es mouen al seu torn en el '''medi intergalàctic''' (intergalactic medium, IGM) i, a més gran escala, (cúmuls i súper-cúmuls de galàxies), dins l'intracluster medium (ICM) amb característiques que poden diferir notablement de les de ISM (veure Draine 2001 i Rayden & Pogge 2021).
** Aquests 3 medis tenen característiques diferents (temperatura, camps magnètics, etc.).
** Aquests 3 medis tenen característiques diferents (temperatura, camps magnètics, etc.).
* 50-150 megapàrsecs: límit de la homogeneïtat. A partir d'aquí tot es veu homogeni. L'últim que es veu no homogeni són els clusters/súperclusters.
* 50-150 megapàrsecs: límit de la homogeneïtat. A partir d'aquí tot es veu homogeni. L'últim que es veu no homogeni són els clusters/súperclusters.
Line 44: Line 44:
Tant el protó com l'electrò es defineixen mitjançant un moment angular (spin). La direcció de rotació està quantitzada: només pot prendre 2 valors (<math>m_s = \pm \frac{1}{2}</math>). A més a més, com estan carregades, la rotació donada per l'spin implica la creació d'un '''camp magnètic dipolar'''.
Tant el protó com l'electrò es defineixen mitjançant un moment angular (spin). La direcció de rotació està quantitzada: només pot prendre 2 valors (<math>m_s = \pm \frac{1}{2}</math>). A més a més, com estan carregades, la rotació donada per l'spin implica la creació d'un '''camp magnètic dipolar'''.


Si tenen spins alineats: configuració lleugerament més energètica.
Si tenen spins alineats: configuració lleugerament més energètica. La transició a una configuració d’anti-aliniament permet l’emissió d’un fotó (o, en el cas contrari, l’absorció d’un fotó en cas de la transició d’anti-aliniament a aliniament). La longitud d’ona d’aquest fotó és $\lambda = 21.1 \text{ cm}$ (freqüència $\nu = 1420 \text{ Mhz}$).
La transicióa una configuració d'anti-alineament...
 
TODO: Acabar de copiar de la diapo


---
---
Line 54: Line 51:


En contrast, des/excitacions poden venir estimulades per col·lisions entre àtoms (temps escala \approx centenars d'anys). Amb les densitats presents a l'ISM, '''l'emissió a 21 cm és detectable''' (en laboratoris terrestres les densitats són molt més altes, i l'emissió a 21 cm és pràcticament menyspreable).
En contrast, des/excitacions poden venir estimulades per col·lisions entre àtoms (temps escala \approx centenars d'anys). Amb les densitats presents a l'ISM, '''l'emissió a 21 cm és detectable''' (en laboratoris terrestres les densitats són molt més altes, i l'emissió a 21 cm és pràcticament menyspreable).
TODO: Afegir foto diapo molt il·lustrativa.


==== Pols interestel·lar ====
==== Pols interestel·lar ====
Line 62: Line 57:
Els efectes d'aquesta extinció s'han de tenir presents en astronomia, per exemple en prendre el '''mòdul de distància''' (la relació entre la magnitud aparent i absolute d'un donat estel).
Els efectes d'aquesta extinció s'han de tenir presents en astronomia, per exemple en prendre el '''mòdul de distància''' (la relació entre la magnitud aparent i absolute d'un donat estel).


<math>m_\lambda = M_\lambda + 5 \log_{10} d - 5 + A_\lambda</math>
$$m_\lambda = M_\lambda + 5 \log_{10} d - 5 + A_\lambda$$


on d és la distància (en pàrsecs, <math>1 pc \approx 3 \cdot 10^{18} \text{ cm}</math>), A representa el nombre de ...
on d és la distància (en pàrsecs, <math>1 pc \approx 3 \cdot 10^{18} \text{ cm}</math>), $A_\lambda > 0$ representa el nombre de magnituds que venen "extinguides" al llarg de la línia de visió.
 
TODO: Acabar de copiar


---
---
Line 72: Line 65:
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:
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>
$$I_\lambda = I_{\lambda, 0} \times e^{- \tau_\lambda}$$


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:
on <math>I_{\lambda, 0}</math> és la intensitat intrínseca, sense extensió i $\tau_\lambda$ és l''''espessor òptic'''. El canvi en magnitud aparent es pot expressar en funció de tau:


TODO: Copiar
$$A_\lambda = m_\lambda - m_{\lambda, 0} = - 2.5 \log_{10}(e^{-\tau_\lambda}) = 2.5 \tau_\lambda \log_{10} e = 1.086 \tau_\lambda.$$
 
Obs: el canvi en magnitud aparent donada per l'extinció interestel·lar és aproximadament igual a l'espessor òptic al llarg de la línia de visió.


---
---
Line 82: Line 77:
L'espessor òptic en travessar un núvol de pols ve donat per:
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>
$$\tau_\lambda = \int_0^s n_d(s') \sigma_\lambda ds'$$


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:
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>
$$\tau_\lambda = \sigma_\lambda \int_0^s n_d(s') ds' \equiv \sigma_\lambda N_d$$


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.
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.
Line 96: Line 91:
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.
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:
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_g = \pi a^2</math>. Es defineix el coeficient d'extinció com:
 
$$Q_\lambda := \frac{\sigma_\lambda}{\sigma_g}.$$


TODO!!!
Aquest coeficient depèn de l'estructura mol·lecular, composició de grànuls de pols, i per tant pot variar en funció de la regió de l'ISM.


---
---


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.
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 $a$, $Q_\lambda \to 0$. 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>:
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>:
Retrieved from "https://potatopedia.avm99963.com/wiki/Special:MobileDiff/2949"