Misura del tasso di formazione stellare nella galassia a spirale NGC 3338
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L’intensità della riga di emissione Ha nelle
galassie a spirale è un potente strumento
per esplorare il loro tasso di formazione stellare.
Esistono altri metodi per stimare la SFR nelle
galassie a spirale, tra cui l’utilizzo
dell’emissione infrarossa e UV.
Di questi metodi di misurazione, le osservazioni
in Ha sono le uniche che possono
essere effettuate con telescopi a terra.
• Galassia a spirale di tipo c
• Distanza di circa 17 Mpc
• Coordinate in cielo (all’equinozio 2000.0) A.R.=10h 42m 07.5g, Dec=+13° 44’ 49’’
• Magnitudine apparente: m = 12,8
•Bias e flat-field•Calibrazione delle lunghezze d’onda•Calibrazione del flusso•Sottrazione delle righe di cielo
Lo spettro presenta
•Una striscia centrale orizzontale più luminosa, dovuta al nucleo della galassia
•Righe spettrali lungo la fenditura, corrispondenti a diverse regioni di emissione della galassia
Zone dove la riga Ha è più brillante :
• N è il nucleo della galassia
• A1, A2, A3 e B2, B2, B3
Le righe di emissione: funzioni la cui area rappresenta il flusso contenuto nella riga:
2
20
2σ
λλ
0 eIλI
dλeIλF2
20
2σ
λλ
00
Dove I(l) è l’intensità della riga a diverse lunghezze d’onda, I0 è l’intensità della riga al centro (l0), F(l0) è il flusso della riga e σ la sua larghezza.
Trovato i flussi di Ha e Hb si è calcolato i loro rapporti e confrontati con il decremento di Balmer teorico per un gas ionizzato a T = 10 000 K
26,0)/()(
47,0)/()(
86,2)(/)(
HHI
HHI
HIHI
Purtroppo, di solito, Ha è ben visibile, mentre Hb è debole, talvolta così debole da non essere misurabile.
• conversione del flusso di Ha in luminosità (L)
0
0
λ
λλz
• calcolo della distanza per mezzo della legge di Hubble
0H
zcD
(Mpc)
• moltiplicazione del flusso per 4πD²
HαFD 4πHαL 2 (erg/sec)
• per ottenere la star formation rate si usa la relazione:
(M/anno) HαL107.9SFR -42
Poiché la riga Hα viene emessa quando gli elettroni liberi si ricombinano con i loro protoni, la sua intensità è strettamente legata al numero di fotoni ionizzanti (cioè con energia > 13.6 eV) emessi da una sorgente, in questo caso stelle calde:
(fotoni/sec) E conoscendo il numero tipico di fotoni ionizzanti emessi da una stella calda, ad esempio una O5
(fotoni/sec) si può stimare il numero di stelle di quel tipo spettrale che stanno fotoionizzando il gas.
HαL107.3Q 11ion
49ion 105)O5(Q
F(H)F(Hα) Hα/H A(V)
A39,49×10-16 5,96×10-15 6,27 2,47
A25,70×10-16 4,64×10-15 8,14 3,28
A15,02×10-16 4,48×10-15 8,93 3,56
N1,38×10-15 6,49×10-15 4,70 1,57
B18,14×10-16 6,81×10-15 8,37 3,37
B27,43×10-16 4,42×10-15 5,95 2,30
B31,13×10-15 6,21×10-15 5,51 2,06
I(Hα) L(Hα) SFR Qion N(O5)
A3
3,83×10-14 1,69×1039 0,013 1,23×1051 24,7
A2
5,49×10-14 2,42×1039 0,019 1,77×1051 35,3
A1
6,54×10-14 2,88×1039 0,023 2,10×1051 42,0
N
2,11×10-14 0,93×1039 0,007 0,68×1051 13,6
B1
8,62×10-14 3,80×1039 0,030 2,77×1051 55,5
B2
2,50×10-14 1,10×1039 0,008 0,80×1051 16,1
B3
2,93×10-14 1,29×1039 0,010 0.94×1051 18,8