El método Zanstra es un método para determinar la temperatura de las estrellas centrales de las nebulosas planetarias . Fue desarrollado por Herman Zanstra en 1927.
Se supone que la nebulosa es ópticamente gruesa en el continuo de Lyman , lo que significa que todos los fotones ionizantes de la estrella central se absorben dentro de la nebulosa. Con base en esta suposición, la relación de intensidad de una frecuencia de referencia estelar a una línea nebular como Hβ puede usarse para determinar la temperatura efectiva de la estrella central.
![Concha colorida que tiene una apariencia casi similar a un ojo. El centro muestra la pequeña estrella central con un área circular azul que podría representar el iris. Esto está rodeado por un área similar al iris de bandas concéntricas de color naranja. Esto está rodeado por un área roja con forma de párpado antes del borde donde se muestra el espacio plano. Las estrellas de fondo salpican toda la imagen.](http://wikiimg.tojsiabtv.com/wikipedia/commons/thumb/b/b1/NGC7293_(2004).jpg/440px-NGC7293_(2004).jpg)
Crédito: NASA, ESA y CR O'Dell (Universidad de Vanderbilt)
Método Zanstra para una nebulosa de hidrógeno
Para una nebulosa de hidrógeno puro, el equilibrio de ionización establece que el número por unidad de tiempo de fotones ionizantes de la estrella central debe equilibrarse con la tasa de recombinaciones de protones y electrones en hidrógeno neutro dentro de la esfera Strömgren de la nebulosa. Las ionizaciones solo pueden ser causadas por fotones que tienen al menos la frecuencia, correspondiente al potencial de ionización del hidrógeno que es 13,6eV:
Aquí, es el radio de la esfera Strömgren y son las densidades numéricas de protones y electrones, respectivamente. La luminosidad de la estrella central se denota por y es el coeficiente de recombinación a los niveles excitados de hidrógeno.
Entonces se puede estimar la relación entre el número de fotones emitidos por la nebulosa en la línea Hβ y el número de fotones ionizantes de la estrella central:
dónde es el coeficiente de recombinación efectivo para Hβ.
Dada una frecuencia de referencia estelar , la relación de Zanstra se define por
con y siendo los flujos en la frecuencia de referencia estelar y en Hβ, respectivamente. Usando la segunda fórmula, la relación de Zanstra se puede determinar mediante observaciones. Por otro lado, aplicando atmósferas estelares modelo, las proporciones teóricas de Zanstra pueden calcularse en dependencia de la temperatura efectiva de la estrella central que puede fijarse por comparación con el valor observado de la proporción de Zanstra.
Referencias
- Kwok, Sun (2000), El origen y evolución de las nebulosas planetarias , Cambridge University Press
- Osterbrock, Donald E. (1989), Astrofísica de nebulosas gaseosas y núcleos galácticos activos , Libros de ciencia universitarios