Author: HartRAO
Introdução à espectroscopia de rádio com o telescópio de 26m em Hartebeesthoek
Átomos, moléculas e espectroscopia
No espaço entre as estrelas encontram-se nuvens de gás, das quais as estrelas se formaram. Essas nuvens consistem principalmente no átomo mais simples, hidrogênio. Mais átomos maciços, como carbono, oxigênio e nitrogênio são criados nas estrelas por fusão nuclear. Estes átomos são devolvidos ao espaço nos ventos emitidos pelas estrelas e quando as estrelas explodem. Os átomos podem combinar quimicamente para formar muitos tipos de moléculas, como água (H2O), monóxido de carbono (CO) e amônia (NH3).
Vários tipos de átomos e moléculas produzem linhas de emissão em freqüências específicas na faixa de comprimento de onda do centímetro, que são observáveis com o radiotelescópio Hartebeesthoek.
Aqui as descrevemos:
- onde e como algumas dessas linhas ocorrem,
- mostre alguns exemplos observados por meio de espectroscopia em Hartebeesthoek, e
- explique por que as linhas parecem daquela maneira.
Nuvens moleculares
O formaldeído (HCHO) também é comum em nuvens moleculares. Normalmente é visto como uma linha de absorção a 4829 MHz na faixa de comprimentos de onda de 6 cm. Encontra-se nas partes mais densas das nuvens moleculares.
Exemplos de espectros e mais informações sobre hidroxilo e formaldeído a partir de uma nuvem molecular que mostra linhas tanto em emissão como em absorção são dados aqui.
Masers em regiões formadoras de estrelas
Os núcleos densos das nuvens moleculares podem colapsar sob seu próprio peso para formar novas estrelas. Se a estrela recém formada tiver mais de oito vezes a massa do sol, ela produz radiação suficiente para excitar a emissão estimulada muito forte em comprimentos de onda de rádio, conhecidos como um maser, de moléculas como o Hidroxilo nas nuvens circundantes.
Além dos masers intensos das quatro linhas de estado do solo a um comprimento de onda de 18 cm, sabe-se que os, masers de Hidroxil ocorrem em linhas de estados excitados. Estas incluem as três linhas em 4660, 4750 e 4765 MHz na faixa de comprimento de onda de 6 cm e as quatro linhas em 6016, 6030, 6035 e 6049 MHz na faixa de 5 cm de comprimento de onda. Essas transições são todas observáveis em Hartebeesthoek.
Em 1987 também foram encontrados geradores fortes por moléculas de metanol (CH3OH, o álcool mais simples) regiões formadoras de estrelas, a uma frequência de 12178 MHz na faixa de comprimento de onda de 2,5 cm.
Ainda foram descobertos mestres de metanol ainda mais fortes em 1992. Estes ocorrem a 6668 MHz na faixa de comprimento de onda de 4,5 cm. Várias centenas foram descobertas desde então, muitas delas com o telescópio Hartebeesthoek.
Estes espectro mostram as rápidas variações que foram descobertas em um mestre de metanol durante o monitoramento com o telescópio Hartebeesthoek.
Linhas de Recombinação de Hidrogênio Ionizado
A radiação ultravioleta dessas estrelas maciças divide os átomos de hidrogênio neutro (HI) na nuvem circundante em seus prótons e elétrons constituintes, criando uma nuvem de hidrogênio ionizado cada vez maior ou região HII . Alguns milhares desses objetos são conhecidos dentro da nossa galáxia, bem conhecidos, incluindo a Nebulosa Orion e Rosette. O hidrogênio ionizado é quente, com uma temperatura de 5000-10000 K.
As regiões HII produzem uma série de linhas de emissão dos prótons e elétrons à medida que se recombinam para formar átomos de hidrogênio em estados excitados. Essas linhas de recombinação de hidrogênio são geralmente amplas e fracas, devido à alta temperatura do gás. Eles ocorrem em intervalos regulares em todo o espectro de rádio.
Linhas de recombinação do espectro. As linhas observáveis em Hartebeesthoek incluem a linha H157alpha a 1683 MHz, a linha H141alpha a 2321 MHz e a linha H110alpha a 4874 MHz.
Masers de Estrelas Evoluídas
Durante a maior parte de suas vidas, as estrelas não produzem linhas de emissão de rádio detectáveis. No entanto, na idade avançada tornam-se instáveis, incham e pulsam lentamente. A primeira vez que isso ocorre é como uma estrela supergigante de variável irregular. Mais tarde, eles evoluem para estrelas de ramos gigantes assintóticos que têm pulsações regulares. Estes são chamados Miras (milagrosas), após Mira (omicron Ceti), a primeira estrela em que as grandes mudanças no brilho causadas pelas pulsações foram identificadas. Essas estrelas são altamente ampliadas e relativamente legais. Eles são vermelhos e não brancos como o sol e aparecem laranja ou vermelha ao olho.
Este espectro mostram a emissão de
maser que pode ocorrer a partir de moléculas de
Hidroxilo nos ventos que se afastam das estrelas do tipo
Mira.
Nos estágios finais de suas vidas, as estrelas expulsam suas camadas externas, que formam nebulosas planetárias . Estes são chamados assim porque a concha de gás quente em torno da estrela pode parecer um planeta através de um telescópio óptico. Os restos da estrela central colapsa para se tornar uma estrela anão branca. Pouco antes disso, as pausas de tipo Mira param e os perfis de hidroxila maser incomuns são vistos a partir da concha de gás e poeira que evolui rapidamente, enquanto se separa da estrela.