Práctica 4.1

Condiciones físicas en nebulosas planetarias

El hidrógeno ionizado de las nebulosas planetarias emite radiación libre-libre y líneas de recombinación. Las observaciones radio de alta resolución angular con el "Very Large Array" (VLA) han puesto de manifiesto que este gas se distribuye frecuentemente formando una cáscara, más o menos esférica, en torno a la estrella central (Fig. 4.20). También han dado evidencia de que el gas ionizado está confinado por gas neutro, posiblemente eyectado por la estrella en las fases precursoras (gigante roja y fase AGB). Estas observaciones en el dominio radio, al no sufrir extinción por la envoltura de gas y polvo, son idóneas para determinar las condiciones físicas de estos objetos.

La práctica consiste en analizar los datos de las observaciones de las nebulosas planetarias IC 418, NGC 6543, NGC 6369 y NGC 7009.

  1. Obtener el radio físico de los objetos, a partir de los mapas de la emisión en el continuo a la frecuencia de 14.7 GHz (l = 2 cm) obtenidos por Garay, Gathier & Rodríguez con el VLA (Fig. 4.20). Las distancias a IC 418, NGC 6369, NGC 6543 y NGC 7009 son 0.42, 2.0, 0.9 y 0.59 kpc, respectivamente.
  2. Calcular la temperatura electrónica, Te, a partir de las medidas a baja frecuencia (Fig. 4.21).
  3. Demostrar que para una cáscara esférica ionizada de densidad constante, la medida de emisión media es
  4. <EM> = (4/3) (qo3-qi3)/qo2 ne2 D ,
    donde qo y qi son los radios angulares exterior e interior, respectivamente, ne es la densidad electrónica y D es la distancia.
  5. Calcular <EM>, ne y la masa M de la región H II a partir de las medidas de alta frecuencia (Fig. 4.21). Nota: qi se puede calcular a partir de la distancia entre los máximos de intensidad de los mapas (Fig. 4.20).
  6. Encontrar, para las líneas de recombinación que se muestran en la Fig. 4.22, el cociente TL/TC y la anchura en velocidad.
  7. Calcular Te a partir de los resultados del apartado anterior. Comparar estos resultados con los obtenidos en el segundo apartado.
  8. Comprobar que para los valores de la temperatura obtenidos, el ensanchamiento térmico no es suficiente para explicar las anchuras observadas de las líneas de recombinación. Suponiendo que la turbulencia es pequeña, estimar la velocidad de expansión y la edad cinemática de las nebulosas planetarias.
 
Fig. 4.20a Fig. 4.20b Fig. 4.20c Fig. 4.20d
Figura 4.20: Mapas de contornos de IC 418 (Fig4-20a.gif), NGC 6369 (Fig4-20b.gif), NGC 6543 (Fig4-20c.gif) y NGC 7009 (Fig4-20d.gif) a 14.7 GHz. Los niveles de cada mapa, en tanto por ciento de pico de intensidad, son los siguientes: IC 418, 1, 2, 5, 10, 20, ..., 90; NGC 6369, 5, 10, 20, ..., 90; NGC 6543 y NGC 7009, 2.5, 5, 10, 20, 30, 50, 70, 90.

Fig. 4.21
Figura 4.21: Densidad de flujo en función de la frecuencia para IC 418, NGC 6369, NGC 6543 y NGC 7009. Para NGC 7009 e IC 418 se han representado los valores observados divididos por 3 y 14, respectivamente.

Fig. 4.22
Figura 4.22: Espectros de la línea H76a para IC 418, NGC 6369, NGC 6543 y NGC 7009.