Outras Linhas Importantes de H

A molécula H2 emite alguns milhares de linhas rovibracionais no infravermelho. Dentre essas linhas, apenas 78, incluindo a linha 1-0 S(1), têm a razão entre a sua intensidade e a intensidade da linha 1-0 S(1) igual ou maior que 0,3 em pelo menos três de nossos modelos. Estas 78 linhas, que chamaremos daqui por diante de “as mais importantes”, são listadas na Tabela 4.3. Essas linhas mais importantes são emitidas na faixa entre 1,0 e 29 µm do espectro

infravermelho, com a grande maioria entre 1 e 4 µm, ou seja, no infravermelho

próximo. Acima de 4 µm temos somente as linhas da banda rotacional pura 0-0 de

S(0) a S(11). As linhas mais importantes pertencem à banda rotacional 0-0 e às bandas rovibracionais 1-0, 2-0, 2-1, 3-1, 3-2, 4-2, 5-3 e 6-4.

A grande maioria das linhas importantes é produzida por H2-ortho, principalmente as de níveis vibracionais superiores. Isso é reflexo da razão ortho- para ser, na grande maioria das condições físicas, maior que a unidade.

Tabela 4.3

Linhas de H2 Mais Importantes na Região Ionizada Linha λλ (µλλ µµm) µ Linha λλ (µλλ µµµm) Linha λλλλ (µµµm) µ

0 - 0 S(0) 28,221 1 - 0 S(1) 2,1218 3 - 1 Q(3) 1,3240 0 - 0 S(1) 17,035 1 - 0 S(2) 2,0338 3 - 1 S(1) 1,2330 0 - 0 S(2) 12,279 1 - 0 S(3) 1,9576 3 - 1 S(3) 1,1857 0 - 0 S(3) 9,6649 1 - 0 S(4) 1,8920 3 - 1 S(5) 1,1519 0 - 0 S(4) 8,0258 1 - 0 S(5) 1,8358 3 - 1 S(7) 1,1304 0 - 0 S(5) 6,9091 1 - 0 S(6) 1,7880 3 - 2 O(3) 3,1638 0 - 0 S(6) 6,1089 1 - 0 S(7) 1,7480 3 - 2 Q(1) 2,7103 0 - 0 S(7) 5,5115 2 - 0 O(3) 1,3354 3 - 2 Q(3) 2,7312 0 - 0 S(8) 5,0529 2 - 0 Q(1) 1,2383 3 - 2 S(1) 2,3865 0 - 0 S(9) 4,6947 2 - 0 Q(3) 1,2473 3 - 2 S(3) 2,2014 0 - 0 S(10) 4,4096 2 - 0 S(1) 1,1622 4 - 2 O(2) 1,4611 0 - 0 S(11) 4,1810 2 - 0 S(3) 1,1175 4 - 2 O(3) 1,5099 0 - 0 S(12) 3,9968 2 - 0 S(5) 1,0851 4 - 2 Q(1) 1,3982 0 - 0 S(13) 3,8464 2 - 0 S(7) 1,0641 4 - 2 Q(3) 1,4093 0 - 0 S(15) 3,6263 2 - 1 O(2) 2,7862 4 - 2 S(1) 1,3116 0 - 0 S(17) 3,4856 2 - 1 O(3) 2,9741 4 - 2 S(3) 1,2616 1 - 0 O(2) 2,6269 2 - 1 O(5) 3,4379 4 - 2 S(5) 1,2263 1 - 0 O(3) 2,8025 2 - 1 Q(1) 2,5510 5 - 3 O(3) 1,6135 1 - 0 O(4) 3,0039 2 - 1 Q(2) 2,5586 5 - 3 Q(1) 1,4929 1 - 0 O(5) 3,2350 2 - 1 Q(3) 2,5698 5 - 3 Q(3) 1,5056 1 - 0 Q(1) 2,4066 2 - 1 S(1) 2,2477 5 - 3 S(1) 1,4001 1 - 0 Q(2) 2,4134 2 - 1 S(3) 2,0735 5 - 3 S(3) 1,3472 1 - 0 Q(3) 2,4237 2 - 1 S(5) 1,9449 5 - 3 S(5) 1,3107 1 - 0 Q(5) 2,4548 3 - 1 O(2) 1,3728 6 - 4 Q(1) 1,6015 1 - 0 Q(7) 2,5001 3 - 1 O(3) 1,4180 6 - 4 S(1) 1,5016 1 - 0 S(0) 2,2233 3 - 1 Q(1) 1,3141 6 - 4 S(3) 1,4456

Os espectros nas bandas J, H e K de diversas NPs foram publicados por Hora et al. (1999). Naquele trabalho, mais de 60 linhas de H2 são listadas como detectadas em NPs. Dentre essas estão 23 das linhas das bandas J, H e K incluídas na Tabela 4.3 (que totalizam 33 linhas). As linhas comuns entre a Tabela 4.3 e as detectadas por Hora et al. são listadas na Tabela 4.4.

Outras linhas das bandas J, H e K que constam na Tabela 4.3 não foram identificadas por Hora et al. (1999). Existem ainda linhas dessas bandas que

foram identificadas por Hora et al., mas não estão em nossa lista. Estes dois últimos casos podem acontecer por algum ou alguns dos motivos a seguir:

i) os coeficientes dos mecanismos de excitação que usamos em nossos modelos não são acurados, causando erro no povoamento e por conseqüência nas razões de linhas;

ii) não incluímos a região neutra que poderia contribuir para as intensidades e modificar as razões de linhas;

iii) existem linhas intensas de outras espécies sobrepostas; iv) a linha foi identificada erroneamente.

Tabela 4.4

Linhas da Tabela 4.3 Detectadas por Hora et al. (1999)

Banda J Banda H Banda K

2 - 0 Q(1) 1 - 0 S(5) 1 - 0 S(0) 2 - 0 Q(3) 1 - 0 S(6) 1 - 0 S(1) 3 - 1 S(1) 1 - 0 S(7) 1 - 0 S(2) 3 - 1 S(3) 5 - 3 Q(1) 1 - 0 S(3) 4 - 2 S(1) 1 - 0 Q(1) 4 - 2 S(3) 1 - 0 Q(2) 4 - 2 S(5) 1 - 0 Q(3) 5 - 3 S(5) 2 - 1 S(1) 2 - 1 S(3) 2 - 1 S(5) 3 - 2 S(1) 3 - 2 S(3)

Linhas de H2 em outras bandas do espectro também já foram detectadas em NPs. Por exemplo, Matsuura & Zijlstra (2005) mostram detecções das linhas S(1) a S(6) da banda rotacional 0-0 em observações de NGC 6302 com o telescópio espacial ISO; as linhas S(2) a S(7) da banda rotacional foram detectadas por Hora et al. (2006) em observações da nebulosa Helix (NGC 7293) com o telescópio espacial Spitzer. Também com o ISO, Bernard-Salas & Tielens (2005) detectaram nas nebulosas NGC 6302, NGC 7027 e Hb 5 as linhas 0-0 S(1) a S(7), 1-0 Q(1), 1-0 Q(3), 1-0 Q(5), 1-0 O(3), 1-0 O(4), 1-0 O(5), 1-0 O(6) e 2-1 O(3). Dentre as linhas mencionadas, somente a linha 1-0 O(6) não está entre as linhas mais importantes da Tabela 4.3.

As razões entre os fluxos das linhas da Tabela 4.3 e o fluxo da linha 1-0 S(1) em função dos parâmetros de NPs são mostradas nas Figuras 4.29 a 4.32. Uma parte das linhas não é mostrada nos gráficos, pois apresenta a razão constante para alguma das linhas mostradas ou para a linha 1-0 S(1). Isso acontece porque ambas as linhas são produzidas pelo decaimento radiativo a partir do mesmo nível rovibracional. Nesses casos, a razão é mostrada na Tabela 4.5.

Um dos casos de razão constante é a razão da linha 1-0 Q(3) para a linha 1-0 S(1). Essa razão só é alterada pela presença de algum mecanismo de extinção que dependa do comprimento de onda. A linha 1-0 Q(3), assim como a linha 1-0 S(1), é produzida pela desexcitação a partir do nível (1,3). Por isso, a razão entre estas linhas é independente da densidade de coluna do nível (1,3). Nesse caso, a razão entre linhas depende somente dos seus coeficientes de Einstein e comprimentos de onda. Uma vantagem desta propriedade é que esta razão pode ser usada para a determinar a extinção na banda K (Geballe et al. 1982; Davis et al. 2003). Outras razões que sejam constantes e possuam comprimentos de onda bastante espaçados, também podem ser usadas para determinar a extinção.

Figura 4.29 – Razão das linhas da Tabela 4.3 para a linha 1-0 S(1) em função de T_∗ e

outros parâmetros da NP. Nos modelos representados pela curva preta somente T∗

varia. Para as demais curvas outros parâmetros também foram modificados em relação à NP-padrão, conforme mostrado na legenda.

Figura 4.32 – Idem à Figura 4.29 para outras linhas da Tabela 4.3.

Tabela 4.5

Razões entre Linhas de H2 Independentes das Condições Físicas

L1 λL1 (µm) A L1 (s-1) L2 λL2 (µm) A L2 (s-1) L1/L2

1 - 0 O(3) 2,8025 4,224E-07 1 - 0 Q(1) 2,4066 4,289E-07 0,846 1 - 0 S(0) 2,2233 2,526E-07 1 - 0 Q(2) 2,4134 3,030E-07 0,905 1 - 0 O(4) 3,0039 2,897E-07 1 - 0 Q(2) 2,4134 3,030E-07 0,768 1 - 0 S(1) 2,1218 3,471E-07 1 - 0 Q(3) 2,4237 2,782E-07 0,702 1 - 0 O(5) 3,2350 2,083E-07 1 - 0 Q(3) 2,4237 2,782E-07 0,394 1 - 0 S(3) 1,9576 4,207E-07 1 - 0 Q(5) 2,4548 2,546E-07 2,072 1 - 0 S(5) 1,8358 3,955E-07 1 - 0 Q(7) 2,5001 2,340E-07 2,302 2 - 0 O(3) 1,3354 1,605E-07 2 - 0 Q(1) 1,2383 1,939E-07 0,768 2 - 1 O(3) 2,9741 6,392E-07 2 - 0 Q(1) 1,2383 1,939E-07 1,594 2 - 1 Q(1) 2,5510 6,367E-07 2 - 0 Q(1) 1,2383 1,939E-07 1,372 2 - 0 Q(3) 1,2473 1,287E-07 2 - 1 S(1) 2,2477 4,977E-07 0,738 2 - 0 S(1) 1,1622 1,900E-07 2 - 1 S(1) 2,2477 4,977E-07 0,466 2 - 1 O(5) 3,4379 3,170E-07 2 - 1 S(1) 2,2477 4,977E-07 0,723 2 - 1 Q(3) 2,5698 4,116E-07 2 - 1 S(1) 2,2477 4,977E-07 0,417 2 - 0 S(3) 1,1175 2,769E-07 2 - 1 S(3) 2,0735 5,769E-07 0,891 2 - 0 S(5) 1,0851 3,279E-07 2 - 1 S(5) 1,9449 5,063E-07 1,161 3 - 1 O(3) 1,4180 4,339E-07 3 - 1 Q(1) 1,3141 4,986E-07 0,806 3 - 2 O(3) 3,1638 7,048E-07 3 - 1 Q(1) 1,3141 4,986E-07 0,668 3 - 2 Q(1) 2,7103 6,867E-07 3 - 1 Q(1) 1,3141 4,986E-07 0,587 3 - 1 S(1) 1,2330 4,678E-07 3 - 2 S(1) 2,3865 5,151E-07 1,757 3 - 1 Q(3) 1,3240 3,302E-07 3 - 2 S(1) 2,3865 5,151E-07 1,155 3 - 2 Q(3) 2,7312 4,420E-07 3 - 2 S(1) 2,3865 5,151E-07 0,750 3 - 1 S(3) 1,1857 6,592E-07 3 - 2 S(3) 2,2014 5,650E-07 2,166 4 - 2 O(3) 1,5099 7,686E-07 4 - 2 Q(1) 1,3982 8,418E-07 0,846 4 - 2 Q(3) 1,4093 5,560E-07 4 - 2 S(1) 1,3116 7,560E-07 0,684 5 - 3 O(3) 1,6135 1,110E-06 5 - 3 Q(1) 1,4929 1,160E-06 0,885 5 - 3 Q(3) 1,5056 7,635E-07 5 - 3 S(1) 1,4001 9,958E-07 0,713

Espectros de H2 na faixa entre 1,2 a 2,5 µ (faixa que corresponde às bandas J, H e K aproximadamente) são mostrados para alguns de nossos modelos nas Figura 4.33 a Figura 4.36. Essa faixa do espectro foi escolhida apenas para ilustração, pois inclui janelas atmosféricas importantes e é bastante rica em linhas de H2. Com o nosso código obtemos também o fluxo das demais linhas de H2 em outras faixas do espectro. As linhas identificadas são as que constam na Tabela 4.3.

Na Figura 4.33, é possível notar que o espectro da região ionizada de NPs com menor _T∗ mostra várias linhas com fluxo significativo produzidas pela desexcitação de níveis com v ≥ 3, ao contrário das NPs com maior _{T ∗}. Como já

mencionamos anteriormente, os mecanismos radiativos são importantes para a povoamento dos níveis de H2 em NPs com estrela central mais fria. Tais NPs possuem uma região ionizada mais estreita, assim como uma RT mais estreita e mais próxima da estrela central. Isso favorece a excitação dos níveis mais elevados na RT. O espectro resultante apresenta, então, diversas linhas intensas de mais alta excitação. Em NPs com maior T ∗, a excitação colisional tem um

papel mais importante. É importante notar que a luminosidade das linhas de H2 emitidas pela região ionizada pode ser muito baixa em NPs com estrelas mais frias (vide Figura 4.26).

O aumento da luminosidade da estrela central dentro da faixa considerada de 100 a 10000 L , muda ligeiramente o espectro (veja a Figura 4.34). O

aumento da densidade, por outro lado, muda bastante as características do espectro em densidades acima de 1000 cm-3 (veja a Figura 4.35). Analogamente ao caso de NPs com estrelas mais frias, nas NPs mais densas os mecanismos radiativos são mais importantes, produzindo um espectro com um grande número de linhas intensas produzidas pela desexcitação de níveis vibracionais mais elevados. Através da Figura 4.36, pode-se ver que a maior quantidade de grãos favorece a intensidade das linhas de níveis mais baixos.

Figura 4.33 – Espectro em linhas de H2 em uma região do infravermelho próximo para

alguns modelos. No eixo y é dado o fluxo relativo ao fluxo da linha 1-0 S(1). A linha Brγ

também é mostrada nos espectros. No canto superior esquerdo de cada figura está o parâmetro que mudamos em relação à NP-padrão, com o valor adotado para o modelo.

Figura 4.34 – Espectro em linhas de H2 em uma região do infravermelho próximo para

alguns modelos. No eixo y é dado o fluxo relativo ao fluxo da linha 1-0 S(1). A linha Brγ

também é mostrada nos espectros. No canto superior esquerdo de cada figura está o parâmetro que mudamos em relação à NP-padrão, com o valor adotado para o modelo.

Figura 4.35 – Espectro em linhas de H2 em uma região do infravermelho próximo para

alguns modelos. No eixo y é dado o fluxo relativo ao fluxo da linha 1-0 S(1). A linha Brγ

também é mostrada nos espectros. No canto superior esquerdo de cada figura está o parâmetro que mudamos em relação à NP-padrão, com o valor adotado para o modelo.

Figura 4.36 – Espectro em linhas de H2 em uma região do infravermelho próximo para

alguns modelos. No eixo y é dado o fluxo relativo ao fluxo da linha 1-0 S(1). A linha Brγ

também é mostrada nos espectros. No canto superior esquerdo de cada figura está o parâmetro que mudamos em relação à NP-padrão, com o valor adotado para o modelo.