Art´ıculo: The interstellar void in the direction to ǫ Canis Majoris

Artı́culo: The interstellar void in the direction to ǫ Canis Majoris: local clouds and hot gas
C. Gry, L. Lemonon, A. Vidal-Madjar, M. Lemoine, R. Ferlet
Astronomy and Astrophysics, 1995, Vol. 302, pp. 497–508
1. Introducción
1. Haz un esbozo de la burbuja local (Local Bubble) y la nube local, indicando densidades,
temperaturas y tamaños.
2. ¿Qué tipo de estrella es ǫ Canis Majoris y a qué distancia de nosotros se encuentra?
3. ¿Cuáles el propósito de las observaciones y con qué telescopio/instrumento se realizaron?
2. Observaciones y procesamiento
1. ¿Cuáles son los diferentes problemas y errores que afectan la determinación de las velocidades
de los espectros?
2. ¿A qué se refiere heliocentric velocities?
3. Describe brevemente el proceso de ajuste de perfil de lı́nea de absorción. ¿Cuáles son los tres
parámetros que caracterizan una lı́nea de absorción?
4. ¿Qué información se requiere para obtener la densidad columnar?
3. La estructura en la lı́nea de visión
1. Examine las Figuras 1 y 2 e identifique los diferentes componentes mencionados en el texto.
2. Explique como se obtiene la temperatura del gas a partir de dos lı́neas de absorción de
elementos distintos.
3. ¿De donde se obtiene las fuerzas de oscilador (oscillator strengths)?
4. ¿Cómo se utiliza la información obtenida de las lı́neas de Mg II y Fe II para ajustar las lı́neas
de otros elementos?
5. ¿Qué son las temperaturas y velocidades turbulentas derivadas a partir de las lı́neas de Fe II
y Mg II?
4. Descripción adicional de los diferentes componentes
4.1 Si III
1. ¿Porqué las lı́neas estelares son relativamente anchas para las etapas de ionización más altas?
?Porqué las lı́neas interestelares son delgadas?
2. ¿Cómo se utilizan los datos obtenidos por las lı́neas de Mg II y Fe II para obtener los
parámetros de Si III (y otros elementos)?
4.4 C IV y Si IV
1. ¿Porqué las temperaturas obtenidas para C IV son más altas que las de Mg II y Fe II?
1
2. ¿Se espera ver C IV y Si IV en una región de gas HI? Cuáles son los potenciales de ionización
de C2+ y Si2+ ?
3. ¿Qué otro explicación puede haber para las lı́neas de C IV?
4.5 H I, D I
1. ¿Porqué es dificil utilizar estos espectros para deducir las abundancias de H I y D I?
2. ¿Cómo se utiliza los resultados de N I para estimar la densidad columnar de H I? ¿Cuáles
son las suposiciones que se hacen?
3. ¿Cuáles son los problemas en utilizar los resultados de Mg II para estimar la densidad columnar de H I? ?Qué ventajas tienen los resultados de Mg II sobre los de N I?
5. Discusión
5.1 Identificación de las nubes locales
1. ¿Cómo se sabe que las nubes asociadas con los componentes 1 y 2 se ubican a menos de 3 pc
del Sol?
5.3 Ionización de la nube local
1. ¿Qué representa el cociente R = N(Mg II)/N(Mg I) y cómo se evalua?
2. ¿Cuáles son las densidades electrónicas estimadas para los 3 componentes principales?
3. ¿Cuáles son los posibles responsables de la ionización en el gas de estas nubes?
6. Conclusión
1. ¿Cuáles son las conclusiones principales de este trabajo?
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