Fotoionización.
- "Fotoionización concepto"(2010) Claría, J. Alonso, V. Piati, A. Bareiles, F. Regiones extendidas en emisión en las radiogalaxias 3C
381 y 3C 284: Análisis espectral long-slit con
GMOS-Gemini. Argentina: Asociación Argentina de Astronomía.
La
fotoionización es la ionización (pérdida de electrones) de un átomo o molécula
por el impacto de un fotón. El fotón es la partícula elemental de la luz, es
decir, que presenta las propiedades electromagnéticas, tiene masa cero y viaja
en el vacío con una velocidad constante c = 299 792 458 m/s. Los fotones tienen
que poseer la suficiente energía (13.8 eV en el caso del hidrógeno) para separar
uno o más electrones de los átomos del gas y producir la fotoionización.
Si una nube de polvo contiene una gran
cantidad de energía en luz ultravioleta debido a estrellas OB presentes,
entonces tiene muchos fotones. Las estrellas comenzarán a calentar e ionizar el
gas a su alrededor. Lo cual es posible por la presencia de los fotones,
produciendo que el medio interestelar alrededor de los astros reciba la energía
suficiente para fotoionizar el átomo de hidrógeno y además fotoionizar dos o
tres veces el átomo de oxígeno u otros elementos de la nube de polvo. El gas
foto-ionizado que se encuentra alrededor de las estrellas es lo que conocemos con
el nombre de nebulosas región H-II. Los átomos al ionizarse producen líneas de
emisión de la nebulosa, en las que destacan como las más intensas:
·
[OII]:
Se conocen por líneas prohibidas de oxígeno, ya que son difíciles de captar en
el laboratorio (pero no en el espacio exterior)
·
[OIII]:
Líneas prohibidas de oxígeno dos veces ionizado.
·
[NII]:
Líneas prohibidas de nitrógeno ionizado.
El conjunto
de todas las líneas de emisión, forman el espectro de emisión de la nebulosa. A
partir de estas líneas se puede calcular la abundancia de los elementos de la
nebulosa y su temperatura, así como la presencia de estrellas.
Fig. [1] Espectro de emisión de la nebulosa
de Orión.
La recombinación
es cuando un átomo ionizado, por ejemplo de hidrógeno ionizado en las
nebulosas, regresa a su estado inicial y con la reacción, se desprende energía
en forma de un fotón o fotones.
Las nebulosas
región H-II contienen una gran cantidad de radiación ultravioleta (no está en
el espectro visible). Por la propiedad de absorber la radiación ultravioleta
del hidrógeno, la separación de las
regiones H-II (hidrógeno ionizado - en el exterior de la estrella) y H-I
(hidrogeno sin ionización) es diferenciable. Estas nebulosas son visibles
gracias al efecto de recombinación que produce fotones y algunos están en el
espectro visible, mismos que llegan a la Tierra e indican también propiedades
del gas de la nebulosa. La recombinación también crea líneas de emisión como
Halfa y Hbeta.
Referencias:
- Fig.[1] "Espectro de emisión de nebulosas región HII" (2015). López Sánchez, A. Universo rayado: El código de barras de las nebulosas. Recuperado el 28 de noviembre del 2017, de: http://universorayado.naukas.com/2015/11/27/el-codigo-de-barras-de-las-nebulosas/
- Fig.[1] "Espectro de emisión de nebulosas región HII" (2015). López Sánchez, A. Universo rayado: El código de barras de las nebulosas. Recuperado el 28 de noviembre del 2017, de: http://universorayado.naukas.com/2015/11/27/el-codigo-de-barras-de-las-nebulosas/
- "Fotoinización Nebulosas H-II". (2016). C. Morisset, G. Delgado-Inglada, S. F. Sánchez, L. Galbany, R. García-Benito, B. Husemann, R. A. Marino, D. Mast, M. M. Roth8, and CALIFA collaboration. Photoionization models of the CALIFA H II regions. CONACyT - DGAPA-UNAM. Recuperado el 18 de octubre del 2017, de: https://drive.google.com/file/d/0B4A0EADFiYFpS0Z5NzY5MDNscXc/view
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