Regiones HII y Polvo Interestelar

Fracción Neutral

La fracción neutral es la relación entre la densidad de hidrógeno en estado fundamental y la densidad de hidrógeno ionizado. Si esta relación tiende a 0, implica que la nube está totalmente ionizada. Por el contrario, si la fracción neutral es 1, la nube es totalmente neutral. Una fracción neutral de 0.5 implica que el tamaño de la nube ionizada es demasiado pequeño, debido a que el camino libre medio es pequeño.

Esfera de Strömgren

La esfera de Strömgren es una esfera idealizada de hidrógeno puro, donde se encuentra totalmente ionizada (ne = np ≈ nh) por dentro y neutra por fuera, determinado por el radio de Strömgren.

Si se asume que la nube pura de hidrógeno es ópticamente gruesa, con una profundidad óptica que tiende a infinito, ninguno de los fotones ionizantes puede escapar de la nube. Mediante el equilibrio entre la tasa de fotoionización volumétrica y la tasa de recombinación volumétrica, se obtiene el número total de fotones emitidos por segundo en la estrella, lo que permite inferir el radio de Strömgren.

Detección de Oxígeno en Regiones HII

La posibilidad de observar oxígeno en una región HII se debe a que el oxígeno en su estado fundamental puede ionizarse con al menos tres potenciales de ionización distintos y de energía similar. Cada uno de estos potenciales contribuye a la sección eficaz de ionización. Además, al tener un potencial de ionización similar al del hidrógeno, pueden colisionar y reaccionar, neutralizando el hidrógeno e ionizando el oxígeno.

Aproximación Nebular

Se denomina aproximación nebular a la fotoionización que ocurre en una nube pura de hidrógeno en su estado fundamental. La condición de equilibrio para la nube de H será un equilibrio entre la fotoionización del hidrógeno neutro y la recombinación de electrones y protones para formar hidrógeno neutro.

Equilibrio Cinético en Regiones HII

Debido a que la sección eficaz de colisión de electrones es mayor que la de fotoionización, la energía cinética de los electrones se termaliza rápidamente en una distribución de velocidades maxwelliana con Te ≈ Tkin. Comparado con otros procesos, se puede considerar que las regiones HII están en equilibrio cinético.

Detección de Polvo Estelar

Observacionalmente, el polvo estelar se puede detectar por dos vías:

I. Interacción con la Luz Estelar

El polvo interestelar interfiere con la luz estelar de fondo debido a la absorción y dispersión de la luz. Si el polvo está detrás de una estrella, la luz se refleja, como en el caso de las nebulosas de reflexión. Otros tipos de interacción incluyen la polarización de la luz y la absorción por bandas de silicato o hielo.

II. Emisión de los Granos de Polvo

Los granos de polvo también emiten radiación. Esta emisión puede ser en forma de continuo térmico desde granos de polvo en equilibrio radiactivo con el campo de radiación local, emisión de pequeños granos que no están en equilibrio térmico, o emisiones de radio en el continuo debido a la rotación de los granos.

Curva de Extinción

La curva de extinción se obtiene comparando el espectro de pares de estrellas del mismo tipo espectral, para parametrizar la profundidad óptica en función de la longitud de onda. Por convención, se expresa en unidades de magnitudes. Dado que la absorción es inversamente proporcional a la longitud de onda, se puede relacionar la curva de extinción en términos de A como función de 1/λ.