Diposting Selasa, 24 Agustus 2010 jam 5:01 pm oleh The X

Menentukan suhu dan kedalaman optik awan HI

Suka dengan artikel ini?

Jelajahi artikel-artikel FaktaIlmiah yang berdasarkan apa yang dibaca dan ditonton teman-teman.
Terbitkan aktivitas Anda sendiri dan dapatkan kendali penuh.
Login

Selasa, 24 Agustus 2010 -


Setiap awan antar bintang yang netral memiliki semua partikel hidrogennya dalam kondisi dasar. Karenanya, hanya garis spektral yang dapat dideteksi dari hidrogen dalam awan netral yang berasal dari transisi spin-flip dari keadaan dasar yang menghasilkan garis HI 21 cm. Jangka hidup dari kondisi atas transisi ini sangat panjang, yaitu dalam ordo 10 juta tahun, sehingga garis ini dipandang sebagai garis terlarang dan transisi lebih mungkin menghasilkan tumbukan. Fakta kalau tumbukan mengendalikan eksitasi garis berarti kalau Keseimbangan Termodinamika Lokal (LTE) berlaku untuk garis ini, walaupun tidak untuk atomnya secara keseluruhan sehingga solusi LTE untuk persamaan transfer dapat dipakai. Lebih jauh, garis 21 cm selalu diamati dalam batasan Rayleigh-Jeans. Karenanya intensitas spesifik sebanding dengan suhu kecemerlangan dan kita dapat menulis persamaan

Dimana TBv adalah suhu kecemerlangan yang teramati, TBv0 adalah suhu kecemerlangan sumber latar belakang, dan T dan tv adalah suhu kinetik (dianggap sama dengan suhu spin, Ts, dari gas) dan kedalaman optik awan HI, pada frekuensi v, pada garis tersebut. Dalam kasus tanpa sumber latar belakang, maka

Yang menunjukkan lebih jelas kalau suhu kecemerlangan akan selalu kurang dari suhu kinetik sebuah gas dalam LTE.
Bila kita ingin mengetahui suhu dan kedalaman optik awan HI, sebuah pengukuran TBv tunggal tidaklah cukup. Namun, jika sebuah awan HI menutupi sebuah sumber latara belakang dan juga memiliki jangkauan yang luas dimana tidak ada sumber latar belakang, maka kedua persamaan dapat digunakan. Kita lalu dapat menyelesaikan kedua persamaan ini untuk dua variabel, T dan tv. Untungnya, alam memiliki banyak contoh demikian, karena sebagian besar awan HI yang ingin kita pahami berada dekat dengan kita, dalam medium antar bintang Bima Sakti, dibandingkan dengan sumber latar belakang yang merupakan kuasar pemancar radio di Alam Semesta yang jauh (contohnya lihat gambar 1). Gambar 2 menunjukkan geometri yang bersesuaian (walau begitu perlu diingat kalau awan HI latar depan secara umum berbentuk tak beraturan).

Gambar 1. Dua citra dari daerah yang sama dalam bidang bima sakti diambil pada panjang gelombang 21 cm. Tanda tik menunjukkan 0.5 derajat langit (seukuran bulan purnama) apa yang dicakup oleh citra ini. (a) Emisi kontinum radio pada panjang gelombang diatas garis HI. Dua struktur besar di atas adalah daerah HI di Bima Sakti dimana sumber-sumber mirip titik merupakan quasar di alam semesta yang jauh, salah satunya yang ditandai memiliki suhu kecemerlangan 471 Kelvin. (b) Emisi (dan sebagian penyerapan) HI dari awan HI netral di Bima Sakti kita. Citra ini, yang berada pada frekuensi tertentu, v, dalam garis ini, telah dikurangi kontinumnya (yaitu ia mewakili TBv – TBv0 di tiap posisi). Nilai pada lokasi tampilan penyerapan adalah 126 Kelvin dan nilai rata-ratanya adalah 55 Kelvin.
Gambar 2. Geometri yang menunjukkan bagaimana sebuah sumber pemancar radio latar belakang dapat dipakai untuk menjelajah awan HI di latar depan. (a) Emisi dari sumber latar belakang dengan suhu kecemerlangan TBv0 menyusup ke awan HI latar depan dan keluar dengan kecemerlangan TBv pada sisi dekat awan. (b) Ukuran sudut sumber latar belakang diketahui dari lengkungan putus-putus. Saat teleskop melihat pada awan langsung sepanjang garis pandang ke sumber latar belakang, ia mengukur suhu kecemerlangan, TBv (ON). Saat ia melihat ke awan namun jauh dari arah sumber latar belakang, ia mengukur TBv(OFF)

Saat teleskop melihat pada awan langsung di depan quasar latar belakang yang memiliki suhu kecemerlangan lebih tinggi daripada suhu awan, maka garis penyerapan melawan kontinum latar belakang yang terlihat. Suhu kecemerlangan yang muncul dalam kasus ini disebut TBv(ON). Saat teleskop melihat pada awan namun di samping sumber latar belakang, maka garis emisi yang terlihat tanpa adanya kontinum dan kecemerlangan yang muncul adalah TBv(OFF). Hasilnya adalah

Karena TBv0 dapat diperoleh dengan mengukur kontinum sumber latar belakang diluar frekuensi garis, kedalaman optik awan HI dapat ditemukan. Kita mengambil kedalaman optik disini merujuk pada nilai beberapa frekuensi dalam garis. Saat tv diketahui, kita dapat mengetahui T.
Walau alam memiliki banyak contoh sumber latar belakang di balik awan HI, kita juga mesti hati-hati. Sebagai contoh, proses ini hanya bekerja bila suhu dan kedalaman optik awan sama dalam posisi ON dan OFF. Suhu awan tidak berubah secara dramatis dari satu lokasi ke lokasi lain (konsisten dengan asumsi LTE), namun tv tergantung pada kepadatan dan jarak garis pandang ke awan. Kedua kuantitas ini dapat beraneka ragam dengan posisi dan karenanya sejumlah pengukuran OFF harus dilakukan sedekat mungkin dengan posisi ON dan hasilnya di rata-ratakan. Perkembangan ini juga beranggapan kalau hanya ada satu awan HI dalam garis pandang sementara bisa jadi ada beberapa awan. Fakta kalau awan HI bergerak dengan kecepatan berbeda, lebih jauh memperumit masalahnya. Karena frekuensi garis HI akan beringsut Doppler dengan jumlah yang berbeda tiap awan, hal ini membantu untuk memperlakukan mereka sebagai benda diskrit sepanjang garis pandang. Isu lain adalah kemungkinan adanya variasi dalam resolusi spasial teleskop. Sebagai contoh, berkas teleskop di posisi ON mungkin memiliki ukuran sudut lebih besar daripada quasar latar belakang, dimana beberapa pecahan berkas dapat di isi dengan sinyal tanpa latar belakang. Masalah lebih dasar lagi adalah bahwa medium antar bintang diketahui mengandung bukan hanya awan HI yang dingin (T = 100 Kelvin) dan cukup padat (1 partikel per cm kubik) dan bersifat menyerap, yang disebut medium netral dingin (CNM), namun juga HI difus (0.1 partikel per cm kubik) yang panas (T = 8000 Kelvin) yang disebut medium netral hangat (WNM). Kontribusi dari HI panas pada berkas mempengaruhi hasilnya, karena komponen panas ini lebih renggang, komponen dingin memiliki efek yang lebih besar. Sebagai contoh, bila separuh berkas dikuasai oleh CNM bersuhu 100 Kelvin dan separuhnya oleh WNM bersuhu 8000 Kelvin, metode ini akan menghasilkan suhu 200 Kelvin. Kesalahan dengan faktor 2.
Dengan kendala ini, metode ini masih sangat berguna untuk menjelajahi kondisi fisik awan HI. Analisa yang lebih canggih yang memperhitungkan kontribusi panas menemukan kalau komponen dingin memiliki jangkauan dari sekitar 20 hingga 125 Kelvin dengan suhu median 65 Kelvin, dengan awan hangat lebih banyak dari awan dingin. Kedalaman optik mengambil nilai tergantung pada ukuran dan kepadatan awan.

Referensi

  1. Dickey, J. M., McClure-Griffiths, N. M., Gaensler, B. M., & Green, A. J., 2003, Fitting Together the HI Absorption and Emission in the SGPS ApJ, 585, 801
  2. Irwin, J. 2007. Astrophysics: Decoding the Cosmos. Wiley
  3. Kanekar, N., & Briggs, F. H., 2004, 21-cm absorption studies with the Square Kilometer Array. New Astronomy Review, 48, 1259
  4. Taylor, A.R. et al., 2003,  The Canadian Galactic Plane Survey. fThe Astronomical Journal 125 3145
The X
Sains adalah sebuah pengetahuan universal, ilmu pengetahuan tidaklah sama dengan pengetahuan dongeng. Kadang, fakta lebih menyakitkan daripada doktrin / pandangan turun temurun.
Bergabung dengan 1000 orang lebih dengan kami melalui sosial media

Berlangganan artikel dan berita terbaru dari kami via email


Aktifitas

© 2010 FaktaIlmiah.com. Hak cipta asli oleh faktailmiah
Anda boleh mendistribusikannya dengan mencantumkan referensi dari situs kami.