Informe “M-17, una región h ii”




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Departamento de Astronomía

Universidad de Chile

Informe

M-17, una región H II”


Fecha: 26/05/09

Profesor:

-Simón Casassus

Integrantes:

-Nicole Pacheco

-Vachail Salinas

Introducción

Una de las preguntas más importantes que la Astrofísica intenta responder es cómo sucede el nacimiento de las estrellas. Desde el punto de vista filosófico no deja de ser una de las cuestiones básicas del ser humano, puesto que es la búsqueda de nuestros propios orígenes: nosotros estamos aquí porque existe un ciclo que transforma la materia interestelar en estrellas y éstas, al morir, liberan el material sintetizado en su interior al medio interestelar. De una misma nube molecular no nace una única estrella, sino cientos o miles, siendo la masa inicial la diferencia fundamental entre ellas. Las estrellas de baja masa evolucionan despacio, pero las estrellas masivas evolucionan muy rápidamente, interaccionando fuertemente con el medio en el que han nacido a través de vientos estelares e ionizando el material difuso que no se ha consumido en la formación estelar. Se crea así una región H II, de estas Regiones decidimos analizar el objeto M17, más conocida como la Nebulosa del Cisne que se encuentra en la constelación de Sagitario.

El objetivo del proyecto, es estudiar un objeto de la esfera celeste y procesar las imágenes que el goto nos entregue de éste, hacer un mosaico del objeto en cuestión, analizar brevemente lo que podemos observar y explicar algunas de las propiedades del objeto a través de esto. Antes de realizar el mosaico las imágenes tiene que estar calibradas, para esto usaremos un programa en PDL que tome los archivos fit en la basa de datos del goto, de los distintos filtros, y los transforme en la matriz de la intensidad del objeto calibrada, luego con el programa “resamp.pl” ubicaremos las imágenes en las coordenadas de la esfera celeste, una vez hecho esto se estará en condiciones para crear el mosaico. Creado los tres mosaicos correspondientes a los tres filtros, se crea la imagen a color llamada imagen RGB, esta es la imagen a color que se obtiene y con la cual se trabaja para estimar la masa de la región HII.

Marco Teórico

A finales de los años 30, Struve y Elvey descubrieron que grandes regiones de la Vía Láctea tienen espectros de líneas de emisión entre las que destacan las líneas de Balmer que se originan en el hidrógeno. Este descubrimiento indicaba que una fracción considerable del hidrógeno, el elemento más abundante en el medio interestelar, debía estar ionizado. Las regiones de hidrógeno ionizado hoy son conocidas como regiones H II o también nebulosas de emisión térmicas.

Poco después, Strömgren (1939) realizó el primer modelo de estas regiones suponiendo que una estrella masiva y caliente se hallaba inmersa en un medio interestelar de densidad constante. Strömgren descubrió que en esas circunstancias la radiación estelar ultravioleta ionizaría la mayor parte del hidrógeno en una región esférica concéntrica con la estrella. Tambien dedujo que alrededor de esa región se encontraría otra de hidrógeno neutro, con una capa de transición entre ambas muy delgada, por lo que un observador debería percibir un borde bien definido entre ambas.

Estudios posteriores ampliaron esta visión e indicaron que la región H II se forma casi inmediatamente tras el nacimiento de la estrella y que después se debería producir una lenta expansión debida a la diferencia de presiones entre la región ionizada y la región neutra. No obstante, dado que las estrellas centrales tienen una vida breve desde el punto de vista astronómico (de 3 a 10 millones de años), esa expansión no llegaría muy lejos.




La primera imagen corresponde al modelo de región HII postulado por Strömgren en 1939. En 1970 se descubrió que las regiones HII no eran estáticas que en ellas habían vientos que circulaban a gran velocidad produciendo enormes cantidades de energía cinética. Estos vientos crean alrededor de la estrella una estructura con dos capas diferenciadas que se pueden aprecia fácilmente en la segunda imagen. En la región más cercana a la estrella el viento se mueve libremente y con una temperatura cercana a 10.000 °K, en cambio en la segunda capa la temperatura es mucho más alta, el gas de esta segunda capa recibe el nombre de gas coronal, ya que su densidad y temperatura son similares a las de la corona solar. Una vez formadas las estrellas, el efecto conjunto de los vientos de las estrellas, el gas coronal y la presión existente entre ellos perforan la nube molecular la cual es finalmente destruida.

¿Qué son realmente entonces lo que nosotros observamos como regiones H II?

En una primera fase en la que todavía no se ha producido la ruptura de la nube molecular la geometría de la región H II no debe ser muy distinta a la imaginada en los años 70 del siglo pasado, un cascarón alrededor de una cavidad de gas coronal. La apariencia de este tipo de regiones es bastante simétrica y suelen sufrir extinciones elevadas debido al polvo existente en la nube molecular circundante.

  Una vez perforada la nube molecular, la apariencia de la región H II cambia. En la dirección contraria a la nube molecular el gas coronal puede expandirse con facilidad. El resultado es una región muy extensa cuyo bajo brillo superficial disminuye al alejarnos del cúmulo estelar. Las regiones más cercanas aún se consideran parte de las regiones H II pero las más alejadas constituyen el medio interestelar ionizado difuso, el cual puede extenderse hasta distancias de kilopársecs del cúmulo estelar.

En la dirección de lo que queda de la nube molecular la situación es muy distinta. Aquí los fotones ionizantes sólo han de atravesar unos pársecs hasta encontrarse con gas molecular denso, provocando un cascarón delgado, brillante e incompleto que destaca sobre el fondo de radiación difusa, a este tipo de cascarón se le llama superficie o región de fotoevaporación y se puede ver en la tercera imagen con un tono rosado pálido. Estas concentraciones de gas denso crean zonas de sombra detrás de si hasta donde la radiación de las estrellas masivas no puede llegar. Este fenómeno da lugar a la aparición de "trompas de elefante", de los cuales los más conocidos son los de la nebulosa del Águila.



M17

Es una nebulosa de emisión, que significa que está hecha de hidrogeno gaseoso que emite una luz rojiza producto de las jóvenes estrellas al interior de la nebulosa, que se esconden bajo polvo estelar.

Es comúnmente conocida como la Nebulosa del Cisne, o La nebulosa de la Langosta en el hemisferio Sur. Junto con la nebulosa de Orión (M42) y la nebulosa Laguna (M8) son las nebulosas más fáciles de ver con telescopios convencionales.

Fue por primera vez observada al final del siglo XVIII, por Loys de Chéseaux y catalogada luego por charles Messier, pero su verdadera naturaleza no fue determinada hasta que William Huggins observara la nebulosa con un espectrómetro e identificara la masa brillante como hidrogeno. Antes de la invención del espectrómetro, nadie sabía si la nebulosa del Cisne era simplemente un cumulo de estrellas, un fluido radiante misterioso, o algo completamente desconocido, de hecho nadie sabía de lo que estaban compuestas las estrellas, en millones de años más la brillante nube de gas del Cisne será consumida en la formación de estrellas, dejando un cumulo abierto de estrellas

Se encuentra a una distancia entre 5000 y 6000 años luz, y tiene un tamaño de unos 15 años luz de diámetro. La masa total de la Nebulosa Omega se calcula en unas 800 masas solares, estudios recientes de la Nebulosa Omega muestran que contiene uno de los cúmulos más jóvenes conocidos, con una edad que no llega ni al millón de años y que la nebulosa seguramente alberga entre 8000 y 10000 estrellas que han nacido en ella, 1/3 de ellas en el cúmulo NGC 6618.

Proceso de Calibración

La imagen de un filtro (R, G, B, etc.) que obtenemos del GOTO, no son un reflejo fiel de la bóveda celeste, debemos considerar muchos factores que influyen en esta imagen, tales como el ruido, la atmosfera de la tierra en el lugar de observación , los errores de la cámara CCD, etc.

Trataremos de calibrar las imágenes para reducir estos efectos. Primero debemos aceptar que la imagen en bruto está dada por tres factores, para poder escribir una ecuación que los relaciones debemos dividir todas las matrices obtenidas de la observación por su tiempo de exposición. Teniendo todas las matrices normalizadas la ecuación de la imagen observada es la siguiente:

Q = R · T · I

Donde Q es la matriz normalizada de la imagen observada, R la matriz del flat que corrige los errores de la cámara CCD, T una constante a partir de una estrella estándar que corrige el efecto de la atmosfera en el lugar de observación, e I que es la imagen q debemos obtener.

La Matriz R es la que se obtiene con una imagen de la cámara CCD mirando hacia un campo plano iluminado (misma intensidad lumínica para todos los receptores de la cámara), esta matriz normalizada por su tiempo de exposición resulta R.

La constante T se obtiene tomando una sub-imagen de una estrella de la cual conozcamos su flujo (dado por: Flujo de vega*10-0,4*m, donde m es la magnitud de la estrella en el filtro analizado), notemos que la estrella debe estar, en la misma imagen que analizamos o muy cercana a él, ésta sub-imagen se normaliza por el tiempo y cada uno de sus componentes se divide por los componentes de una sub-imagen del flat también normalizado(el flat debe corresponder a la estrella estándar), la sumatoria de los componentes de esta nueva matriz será igual a T por el Flujo de la estrella.

Luego despejamos I:

I = R-1·Q/T

Imágenes

1.- Imagen 4 en el filtro V calibrada 2.- Imagen 4 en el filtro V no calibrada

3.- Imagen 1 en el filtro B calibrada 4.- Imagen 1 en el filtro B no calibrada



Proceso de Orientación de la Imagen (Astrometría):



Para poder crear un mosaico con las imágenes ya calibradas, debemos orientarlas de forma tal, que las coordenadas celestes se vean reflejadas en las coordenadas del plano cartesiano de la imagen, este proceso se conoce como Astrometría, y se facilita mucho gracias al programa “resam.pl”, para poder usarlo necesitamos identificar a lo menos 4 estrellas en nuestra imagen y buscar sus coordenadas celestes, para hacerlo se toma una imagen en la base de datos astronómica “Skyview” de la M17 de unos 0.2 grados y se compara con la imagen obtenida con el Goto con el programa “view.pl”, luego debemos relacionar las estrellas “al tanteo”, e introducir las coordenadas estimadas a simbad para definir que estrella es la que observamos y tomar sus coordenadas exactas, luego de esto registramos también la posición (x,y) que ocupa la estrella en nuestra imagen calibrada. Esto se hizo para encontrar las siguientes estrellas en la nebulosa del Cisne:

Estrellas

Ascensión Recta

Declinación

Coord. X

Coord. Y

Estrella 1

NGC 6618 SCH 1

18 20 34.55

-16 11 12.1

1182

450

Estrella 2

BD-16 4818

18 20 35.6

-16 10 53

1155

544

Estrella 3

NGC 6618 B140

18 20 33.01

-16 12 39.8

1317

850

Estrella 4

BD-16 4816

18 20 27.64

-16 12 01.06

1508

710

Estrella 5

NGC 6618 B257

18 20 26.08

-16 08 17.1

1466

35

En cada filtro se usó cuatro estrellas para realizar el resam.pl ya que el programa no reconocía las demás estrellas.

Luego de ubicar todas las imágenes en la esfera celeste se realiza el mosaico, que es un promedio de las imágenes obtenidas esto se hace con el fin de disminuir el error. Cuando se obtienen los tres mosaicos uno para cada filtro se realiza la imagen a color,


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