Misure di temperatura e densità elettroniche nella nebulosa Eskimo Beatrice Lovat(1), Sara Viel(1), Hillary Mocellin(2)
(1) Liceo Scientifico “G.Galilei”, Belluno (2) Liceo Scientifico “U. Follador”, Agordo
Misure di temperatura e densità elettroniche nella nebulosa Eskimo Beatrice Lovat(1), Sara Viel(1), Hillary Mocellin(2)
(1) Liceo Scientifico “G.Galilei”, Belluno (2) Liceo Scientifico “U. Follador”, Agordo
ABSTRACT
Rilevazione e confronto della densità e temperatura elettroniche all’interno della nebulosa planetaria Eskimo (NGC 2392) in due punti differenti di quest’ultima. I dati sono stati ricavati dallo studio delle righe dello spettro di emissione della nebulosa presa in esame.
INTRODUZIONE
Fig.1 : Diagramma H-R dell’evoluzione stellare Nelle ultime fasi dell’evoluzione le stelle possono
diventare delle nebulose planetarie. Quando esse
stanno per esaurire il combustibile interno
responsabile delle reazioni nucleari che sono la
fonte della loro energia, principalmente idrogeno
(H) ed elio (He), queste cominciano ad
attraversare prima una fase instabile di
oscillazione della loro atmosfera più esterna, e poi
a perdere parte della loro superficie gassosa, ricca
di metalli pesanti e polvere.
E' questa la cosiddetta fase di Nebulosa Planetaria
(PN), che può manifestarsi in una grande varietà
di forme.
L'involucro gassoso in espansione con il nucleo
brillante della stella centrale, in alcuni casi appare
simile alle immagini di pianeti con anelli, come
sono osservati nel nostro sistema solare. E' questo
il motivo per cui l'astronomo William Herschel,
nel 1784, denominò questi oggetti Nebulose
Planetarie, in analogia con il pianeta da lui
scoperto, Plutone.
L’origine dello spettro delle nebulose
planetarie è simile a quello delle nebulose
diffuse a emissione. L’intensa radiazione
ultravioletta della nana bianca centrale
ionizza l’idrogeno e gli altri gas della
nebulosa che emettono le loro radiazioni
caratteristiche ricombinandosi con gli
elettroni liberi.
In modo diverso, cioè attraverso l’urto fra
elettroni liberi e atomi ionizzati, si generano
le righe proibite di ossigeno, azoto, zolfo,
etc. , che si possono osservare
nelle nebulose diffuse, le quali hanno una forte
intensità a causa dell’arricchimento di elementi
pesanti nei gas delle nebulose planetarie dovuto
all’evoluzione
stellare.
La nebulosa Eskimo (NGC 2392) è stata scoperta dall'astronomo William Herschel nel 1787 ed è rintracciabile nella costellazione dei Gemelli.Essa è chiaramente una nebulosa planetaria. È circondata dai gas che componevano gli strati esterni di una stella di tipo solare 10 000 anni fa. I filamenti interni visibili sono espulsi da un forte vento di particelle proveniente dalla stella centrale. Il disco esterno contiene insoliti filamenti arancioni di lunghezza dell'ordine di un anno.
DATI OSSERVATIVI
Fig.2 : Immagine della Eskimo ottenuta con il telescopio
spaziale HST
Nebulosa Planetaria NGC 2392 (ESKIMO NEBULA);
catalogata anche come PN G197.8+17.3 / IRAS 07262+2100
Ascensione Retta (2000.0): 07h 29m 10.7s ;
Declinazione (2000.0): +20° 54' 43" ;
dimensioni : 0.7' ;
magnitudine : 10.0 ;
Descrizione del Dreyer: B,S,R,*9M,*8NF100''
In Fig. 3 è riportato lo spettro della nebulosa NGC
2392, da cui otteniamo i valori dei flussi delle
righe di emissione a varie distanze dal centro. La
striscia orizzontale è lo spettro della stella al
centro della nebulosa, mentre le strisce verticali
sono le righe spettrali degli elementi chimici che
compongono il gas della nebulosa.
Questo spettro, ottenuto con lo spettrografo del
telescopio di 122 cm di Asiago, è stato corretto
per bias, flat-field e sottrazione dei raggi cosmici,
è stato poi calibrato in lunghezza d’onda e in
flusso ed è stato infine sottratta l’emissione da
parte dell’atmosfera terrestre.
Fig.3 : Spettro elaborato della Eskimo.
In Fig. 4 è riportato un grafico dello spettro delle
righe di emissione con la lunghezza d’onda in
ascissa misurata in Angstroms e l’intensità del
flusso della radiazione in ordinata misurata in
erg/cm2/s/Å.
Fig. 4 : Spettro al centro della Eskimo
DESCRIZIONE DEL LAVORO
I flussi delle righe spettrali sono stati
misurati con il programma IRAF. In
particolare abbiamo misurato le righe della
serie di Balmer dell’idrogeno e le righe
proibite dell’[O III] e del [S II].
L’intensità dei flussi delle righe che noi
riceviamo è leggermente modificata dal
fenomeno dell’estinzione galattica. Ciò è
causato dalla presenza di polveri e gas che
si interpongono fra l’osservatore e l’oggetto
astronomico osservato. Quindi bisogna
calcolare l’assorbimento visuale A(V) [è
una funzione che cambia in base a λ] e
correggere i flussi delle righe di [O III] e [S
II] che servono per trovare la temperatura e
la densità elettroniche.
Il decremento della serie delle righe di
Balmer permette di calcolare A(V) poiché i
rapporti teorici fra le intensità dei flussi
delle varie righe con Hβ sono noti e il
programma IRAF ci permette di stimare il
valore di correzione “c” utilizzando la
formula c=0.4657·A(V), che proviene dalla
legge empirica di Cardelli, Clayton &
Mathis (1989).
Riga
Flusso
F/F(Hβ)
F/F(Hβ) corretto
[O III] 4959
2.07.10-11
3.43
3.40575
[O III] 5007
6.12.10-11
10.14
10.03
[O III] 4363
7.24.10-13
0.12
0.12506
[S II] 6716
2.34.10-13
0.038
0.03481
[S II] 6731
3.29.10-13
0.054
0.049
e I(6716)/I(6731)=0.7 per la densità elettronica Ne IHα (λ=6563)= 1.87.10-11 erg/cm2/s
IHβ (λ=4861)= 6.03.10-12 erg/cm2/s
IHγ (λ=4340)= 2.46.10-12 erg/cm2/s
IHα/ IHβ=3.1 c=0.12
Le righe proibite dell’ossigeno [O III] sono utili
per trovare la temperatura, mentre quelle proibite
dello zolfo [S II] per la densità.
Formule applicate:
per la temperatura elettronica Te
[I(4959) + I(5007)]/I(4363) =107.43=
La Ne trovata è 2230 elettroni/cm3 e Te è 12474°K.
Questi dati sono relativi alla zona centrale dello
spettro riportato in Fig. 3; Te ed Ne sono stati poi
calcolati per un altro regione più esterna della
nebulosa :
IHα (λ=6563)= 5.55.10-13
IHβ (λ=4861)= 1.91.10-13
IHγ (λ=4340)= 7.36.10-14
IHα/ IHβ=2.9 c=0.04
[I(4959) + I(5007)]/I(4363) =117.3
e
I(6716)/I(6731)=0.73
quindi in questo caso Te è 12075 °K e Ne è 2060 elettroni/cm3
RISULTATI
I risultati ottenuti mostrano che la temperatura nella parte più centrale della nebulosa è più alta rispetto alla parte esterna e ciò è una conferma della presenza di una stella all’interno della nebulosa.
Lo stesso vale per la densità poiché man mano che ci si allontana dal nucleo della nebulosa essa diminuisce, infatti la densità trovata nella zona più esterna è inferiore rispetto a quella trovata all’interno.
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