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