Il Mezzo Interstellare (ISM) Andrea Tarchi Istituto di Radioastronomia - CNR Osservatorio Astronomico - INAF Cagliari

Il Mezzo Interstellare (ISM)

Andrea TarchiIstituto di Radioastronomia - CNR

Osservatorio Astronomico - INAF

Cagliari

La scoperta della polvere interstellare

William Herschel (1738-1822)

• Rotazione assiale di Marte e Giove

• Scoperta di Urano

• "Holes in the sky"


Coalsack Nebula


William Herschel (1738-1822)

• Rotazione assiale di Marte e Giove

• Scoperta di Urano

• "Holes in the sky"

ASSORBIMENTO?


Robert Julius Trumpler (1886-1956)

Studi su distanze, dimensioni e distribuzione spaziale degli ammassistellari aperti (Trumpler 1930)

Polvere interstellare


a) Gli ammassi lontani sono TUTTI intrinsecamente più grandi?

b) Effetto di selezione?

c) Gli ammassi lontani sono TUTTI intrinsecamente più deboli?

d) Aumento dell'oscuramento con la distanza?

La polvere interstellare

La polvere interstellare (interstellar dust) è composta di granidi silicati (es. sabbia) o composti contenenti carbone (es. grafite).

La polvere interstellare provoca:

• l'estinzione (extinction) della luce stellare attraverso una combinazione di assorbimento e scattering

• l'arrossamento (reddening) della luce stellare a causa della dimensione dei grani (< della λ ottica)

• la polarizzazione (polarization) della luce stellare eliminando la luce con vettore di polarizzazione || all'asse maggiore del grano

La scoperta del gas interstellare

J. Hartmann (1904)"Investigations on the spectrum and orbit of delta Orionis"

Linee di assorbimento Ca ionizzato `stazionarie' verso un sistema binario origine esterna al sistema?

Spostamento `fisso' dovuto a componente || alla l.o.s. della velocita' della nube, ma varia su tempi scala > di quelli del periodo orbitale della binaria

La scoperta del gas interstellare

• Le righe interstellari erano piu' strette di quelle delle fotosfere stellari.

• Le velocita' radiali dell'assorbimento mostravano la doppia sunusoide, ma con ampiezza corrispondente alla meta' della distanza della stella.

Lo spazio interstellare non e' vuoto!!!

Il gas assorbente e' relativamente freddo, composto da nubi diffuse

Diverse manifestazioni nell'ottico delle nebulose gassose

Polvere e gas nello spazio interstellare sono mischiati in nubi chiamate Nebulose gassose (gaseous nebulae)

La polvere e' percentualmente poca (Galactic dust-to-gas mass ratio ~ 1%), ma e' importante per il suo forte effetto oscurante


L'aspetto delle Nebulose gassose dipende dalla:

1. frequenza a cui vengono osservate

2. loro distanza dalle stelle circostanti


Dark Nebulae

Bok globules in IC2948Dark nebulae B92 and B93 in Sagittarius

Bloccano la luce delle stelle

Sono gli `holes in the sky' di Herschel

Qualche stella e' di fronte

Sono siti di formazione stellare

Hanno forme regolari

Sono auto-gravitanti

Siti di formazione stellare?

Horsehead Nebula


Reflection Nebulae

Un gas o della polvere circondanta da una o piu' stelle puo' brillare di luce riflessa (Hubble; Russell 1922)

La reflection nebula risulta piu' blu a causa dello "scattering selettivo"

Le Pleiadi


Planetary Nebulae

La planetary nebula e' simile ad una regione HII, ma l'oggetto eccitante e' un stella calda nelle sue fasi evolutive finali

E' solitamente piu' densa e compatta di una regione HII visibile nell'ottico


Thermal Emission Nebulae (HII Regions)

Gli atomi di idrogeno in una nube interstellare vicino ad una stella calda (di tipo spettrale O o B) e' esposta a forte radiazione UV

Se l'energia dei fotoni > limite Lyman = 13.6 eV (=91.1 nm) -> HI diventa HII

Sfera di Stromgren: volume dove la radiazione stellare mantiene l'equilibrio fra ionizzazione e ricombinazione dell'H

30 Doradus Nebula; the Tarantula



Le ricombinazioni producono: fluorescenza

p + e-

H eccitato

Cade nello stato fondamentaleed emette vari fotoni

Un fotone Lyman -> fotone di riga Lyman α + fotone di riga Balmer + fotoni di continuo o riga con energie piu' basse



Quindi, se:

Misurare il flusso de fotoni Balmer (nel visibile)

Misurare il flusso UV (H. Zanstra)

un fotone Lyman -> fotone di riga Lyman α + fotone di riga Balmer + fotoni di continuo o riga con energie piu' basse

La temperatura superficiale della stella es. > 104 K per le planetary nebulae; cores di stelle evolute



Collisioni possono riscaldare le regioni HII (cessione di energia cinetica portata da elettroni liberi con eccesso di energia)Collisioni possono raffreddare le regioni HII (eccitazione di atomi non completamente ionizzati, es. O, che si diseccitano radiativamente emettendo fotoni che scappano via)Dall'equilibrio fra riscaldamento e raffreddamento:

104 K102 K

HI region

HII region



A temperature di 104 K le collisioni sono troppo deboli per eccitare l'H, ma possono farlo con atomi relativamente abbondanti, es. OII, SII, OIII

In condizioni di forte rarefazione la diseccitazione puo' avvenire radiativamente e non come di solito avviene sulla Terra collisionalmente (a causa della densita') o in laboratorio (a causa del basso numero di particelle)

Linee proibite [Forbidden lines] (Bowen 1927)

(es. Green lines [OIII]λ4959; [OIII] λ5007..."nebulium")



Dal momento che le Forbidden Lines si originano principalmente da collisioni, dalla loro intensita' si possono derivare per le regioni HII ottiche.

Esiti principali

• Composizione chimica (simile a quella delle stelle di Pop. I)

• Temperature (T ~ 104 K)

• Densita' (n ~ 10-103 particelle cm-3)


Nonthermal Emission Nebulae (Supernova Remnants)

William Parsons (1800-1867), the Third Earl of Rosse

The "Leviathan of Parsontown", in Birr Castle (72" speculum mirror)



Crab Nebula

Parte amorfa:Synchrotron radiation

Parte filamentare:Similar to HII regions



Filamenti

Spostamento Doppler delle righe di emissioneMoti propri dei filamenti

Duncan 1921

Espansione isotropa da un debole oggetto centraleIniziata circa nove secoli fa

4 Luglio 1054 A. D. (Cina, Costellazione del Toro)



Filamenti

Studi sulla composizione chimica dei filamenti in varie SNe

Spesso contengono elementi pesanti

1. I filamenti sono espulsi da stelle evolute2. Le esplosioni di SNe arricchiscono l'ISM

di elementi pesanti



Zona nebulosa amorfa

Spettro continuo & Forte Polarizzazione

E' emissione di sincrotrone !!!(Alfven et al.; Shklovskii)

(anche nel radio)

Emissione termicaRegioni HII

Emissione non-termicaResti di Supernova (SNR)

Brevissime su meccanismi di emissione

Emissione di Bremsstrahlung (termica)

),(108.6),( 22/138 TgneTTJ ffekT

h

br

Log νL

og I

ν

~ ν 2

~ cost (~ ν -0.1)

Ott.

spessa

Ott.

sottile

),( Tg ff = Fattore di Gaunt medio (Tabulato)

• Emessa da elettroni accelerati durante lo scattering con nuclei di atomi

• E' chiamata free-free perche' l'elettrone, pur emettendo energia, passa da uno stato non-legato ad un altro non-legato

Emissivita' specifica (assumendo per gli elettroni una distribuzione di velocita' maxwelliana):

Brevissime su meccanismi di emissione

Emissione di Sincrotrone (non-termica)

• Prodotta da elettroni altamente relativistici in un campo magnetico

Emissivita' specifica (assumendo per gli elettroni una distribuzione di energia a legge di potenza):

2/)1(

0)( BNJ s

Log ν

Log

Iν ν 5/2 ν -α

ENEN 0)(

2

1

dove

Caratteristiche rilevanti: collimata e fortemente polarizzata

Ott.

spessa

Ott.

sottile

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