espectroscopia estelar

Espectroscopía atómica
en regiones HII
Noé Pinto del Corral
15/12/2013

Documento dedicado al estudio básico e interpretación de los espectros de
emisión de las regiones HII, dada su importancia como indacadores de
formación estelar.

Noé Pinto del Corral
Espectroscopía atómica en regiones HII

ÍNDICE

1. Introducción general y objetivo......................................................................... 3
1.1 Objetivo del trabajo. ..................................................................................... 3
1.2 ¿Qué es una región HII?, ¿Cómo se forma? .................................................. 3
2. Espectro de una región HII. ................................................................................ 5
2.1 La línea Hα..................................................................................................... 6
2.2 La línea OIII, nebulio. ..................................................................................... 6
2.3 Otras líneas del espectro............................................................................... 7
3. Conclusión.......................................................................................................... 8
4. Bibliografía .......................................................................................................... 8

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Noé Pinto del Corral
Espectroscopía atómica en regiones HII

1. Introducción general y objetivo.
1.1 Objetivo del trabajo.

El objetivo principal de este pequeño proyecto es estudiar, a grandes rasgos, la formación
estelaren el universo, investigando para ello dentro de algunas zonas que actualmente se
relacionan directamente con este hecho: las regiones HII. Para ello vamos a analizar
cualitativamente sus espectros, Estudiaremos, en concreto, el espectro de la nebulosa de
Orión, M42.

1.2 ¿Qué es una región HII?, ¿Cómo se forma?
Una región H II es una nube de gas y plasma brillante que puede alcanzar untamaño de varios
cientos de años luz y en la cual se forman estrellas masivas. Dichas estrellas emiten grandes
cantidades de luz ultravioleta extrema que ionizan la nebulosa a su alrededor. Las partículas
ionizadas se recombinan con los electrones libres, o colisionan con ellos, dando lugar a
emisiones espontáneas, que se identifican como líneas de emisión en sus espectros. Este tipo
de regionesse pueden localizar en galaxias espirales, y presentan un espectro muy
característico, en el que se ven muy marcadas las líneas de emisión de Hα y OIII.
Estas regiones pueden dar nacimiento a una gran cantidad de estrellas durante un periodo de
varios millones de años. Al final, los intensos vientos estelares y explosiones de supernova en
el cúmulo estelar resultante dispersan los gases de laregión.
El precursor de una región H II es una nube molecular gigante (GMC). Las GMC son nubes muy
frías (10–20 K) y densas, compuestas principalmente de hidrógeno molecular. Estas nubes
pueden permanecer estables durante largos períodos, pero ondas de choque de una
supernova, colisiones entre nubes o interacciones magnéticas pueden desencadenar el colapso
de una parte de ellas. Cuando estoocurre nacen nuevas estrellas mediante un proceso de
fragmentación y colapso de la nube.
Debido a que las estrellas nacen dentro de una GMC, las estrellas más masivas alcanzarán
temperaturas suficientemente altas como para ionizar el gas a su alrededor. Poco después de
la formación de un campo de radiación ionizante, los fotones energéticos crean un frente de
ionización que barre el gas avelocidades supersónicas. A medida que aumenta la distancia de
la estrella ionizante, el frente de ionización se ralentiza y la presión del nuevo gas ionizado
causa que se expanda su volumen. Finalmente, el frente de ionización desciende a velocidades
subsónicas, y es superado por el frente de choque provocado por la expansión de la nebulosa.
Así concluye la creación de una región H II. Con el...