Diagnóstico de densidad y temperatura electrónicas en nebulosas por líneas prohibidas

Fundamento

Se registra el espectro de la nebulosa y se miden las intensidades de pares de líneas prohibidas del mismo ion. El cociente de las dos líneas del azufre ionizado a 671,6 y 673,1 nm depende de la densidad electrónica, porque una de ellas se desexcita por colisión antes de emitir cuando el gas es denso. El cociente de las líneas del oxígeno doblemente ionizado a 500,7 y 436,3 nm depende de la temperatura, porque los niveles superiores se pueblan según la energía cinética de los electrones.

Analito (qué se mide)

Densidad y temperatura electrónicas

Matriz (en qué muestra)

Nebulosas de emisión; regiones HII; nebulosas planetarias

Equipamiento necesario¿Dónde lo compro?

Telescopio; espectrógrafo de rendija larga o de fibra; cámara CCD; lámpara de comparación; estrella estándar espectrofotométrica.

Reactivos¿Dónde lo compro?

Ninguno.

Material de laboratorio¿Dónde lo compro?

Rendijas; máscaras; filtros de orden.

Consumibles¿Dónde lo compro?

Lámparas de comparación.

Unidad

K de temperatura electrónica · cm⁻³ de densidad electrónica · cocientes de línea adimensionales

Rango de referencia

Regiones HII galácticas: temperaturas de 8.000 a 12.000 K y densidades de 100 a 1.000 electrones por cm³

Norma que lo exige

No corresponde: no hay norma argentina que obligue a hacer esta medición. Los datos se aportan a bases internacionales que fijan sus propios protocolos

Norma que describe la técnica

Códigos de diagnóstico nebular de la comunidad (PyNeb, IRAF nebular); atlas de líneas de emisión; Protocolos de la Unión Astronómica Internacional (IAU) para el aporte de datos

Edición y vigencia de la norma

Sin norma formal: métodos consolidados de la literatura astrofísica

Volumen de muestra

No corresponde: no se toma muestra

Conservación y transporte

El espectro tiene que estar calibrado en flujo y corregido por extinción interestelar antes de calcular cualquier cociente: las líneas del par de temperatura están muy separadas en longitud de onda y el enrojecimiento las afecta de manera muy distinta, con lo que sin esa corrección la temperatura sale sistemáticamente mal. La estrella estándar espectrofotométrica se observa la misma noche y a masa de aire parecida.

Límite de detección típico

Depende de la relación señal-ruido; la línea de 436,3 nm es débil y suele ser la limitante

Incertidumbre típica

±10 a 20% en temperatura; ±30% en densidad, que es más sensible al ruido

Área

Astronomía; Química analítica; Óptica y luminotecnia

Fecha de última actualización: 8/9/2026