Manifestazioni nel radio delle nebulose gassose Nubi molecolari ( MASER) I MASER da laboratorio sono stati inventati da Townes e Schawlow nel 1954 (prima

Manifestazioni nel radio delle nebulose gassose

Nubi molecolari (MASER)

I MASER da laboratorio sono stati inventati da Townes e Schawlow nel 1954 (prima dei LASER)

Il meccanismo che causa l'inversione di popolazione dei livelli (il rapporto fra il numero di molecole nello stato eccitato e quello nello stato base e' maggiore che in LTE) e' detto "pompaggio" (pump)

Il "pompaggio" e' costituito da immissione di una qualche energia nel sistema:• in laboratorio: pompaggio chimico o radiativo• nello spazio: pompaggio radiativo o collisionale


Nubi molecolari (OH)

Le sorgenti MASER OH Galattiche sono associate a:

a) Regioni HII compatte (fasi iniziali della formazione stellare)

b) Stelle late-type (fasi finali della formazione stellare)

In entrambi i casi l'emissione MASER OH si origina in regioni prossime (pochi LYs) a proto-stelle o stelle e con densita' n ~ 108 cm-3

Esiste anche emissione OH "termica" che traccia le nubi interstellari in condizioni "piu' normali" (pero' e' meno intensa, e quindi...)


Nubi molecolari (H2O, NH3, etc...)

Ad oggi, nello spazio si conoscono piu' di 100 molecole, fra cui:

NH3, H2O (MASER a 22 GHz), CH3OH (MASER a 6 e 12 GHz), etc, etc....fino a molecole organiche alquanto complesse...

CH3CH2OH

D.O.C.

Le molecole interstellari, soprattutto il CO, vengono usate per investigare la distribuzione su larga scala e la cinematica delle nubi molecolari Galattiche.

L'intensita' degli spettri delle molecole e dei loro isotopomeri ci permettono considerazioni sui tassi di formazione di vari elementi in parti diverse della Galassia.

Manifestazioni nell'infrarosso delle nebulose gassose

Continuo IR: emissione free-free, ma soprattutto e' emissione dai grani di polvere

Righe IR: righe di ricombinazione della serie di Paschen e righe di struttura fine di atomi eccitati collisionalmente

InfrarossoVantaggi

Informazioni in zone non accessibili nel visibile e con risoluzione angolare migliore di quella radio

Svantaggi

Difficile da osservare• Assorbimento da H2O, CO2 e O3

siti elevati• Contaminazione da corpi caldi: fondo (chopping), ricevitori (cooling), telescopio, astronomo e Terra :(

Manifestazioni nell'infrarosso delle nebulose gassose

Vicino infrarosso: λvisibile < λNIR < 12 µm

Lontano infrarosso: λNIR < λFIR < 150 µm

Le sorgenti infrarosse di solito sono associate a:• stelle troppo fredde per emettere nel visibile• nuclei di galassie, inclusa la nostra• stelle circondate da polveri (espulse da stelle vecchie o appartenenti alla

nube progenitrice) che assorbono la luce visibile e la riemetttono nell'IR (Becklin-Neugebauer/Kleinmann-Low... "The Black Cloud", F. Hoyle)

Osservazioni UV, X e del mezzo interstellare

L'astronomia nel radio, ottico e infrarosso puo' essere anche fatta da TerraVERO!

FALSO!Quindi a maggior ragione l'astronomia UV, X, e (fotoni piu' energetici e piu' penetranti)

E' vero per i solidi (bande di assorbimento molto larghe; radiografie)E' falso per il gas nell'atmosfera (bande di assorbimento ben separate nel visibile). Per fotoni di bassa energia l'atmosfera e' abbastanza trasparente.I fotoni ad alta energia invece possono ionizzare, e quindi vengono assorbiti (con l'esclusione dei piu' energetici)

Razzi e Satelliti


Anche fuori dall'atmosfera terrestre e' presente l'assorbimento dei fotoni di alta energia, pero':

Bowyer & Co. (missione Apollo-Soyuz) sono riusciti a rivelare fotoni con 100 < λ < 912 Å, dimostrando la possibilita' di osservare oggetti celesti (magari solo quelli vicini) anche nell' UV estremo

L'emissione (termica) proveniva da nane bianche particolarmente calde o coronae di stelle "normali"


- Studi di emissione UV con λ > 912 Å (meno sensibili all'assorbimento) hanno rilevato righe di assorbimento da H2 verso stelle brillanti (FUSE)

- Righe UV in assorbimento: elementi pesanti sono piu' abbondanti in stelle di Popolazione I che nelle nubi interstellari. Probabilmente, gli elementi pesanti nell'ISM sono "bloccati" nei grani di polvere

- Sovra-abbondanza di OVI verso stelle O e B ISM caldo > 105 K

Alcuni risultati di osservazioni UV


• Emissione raggi X duri: λ < 10 Å; E > 10 keV

Creduta amorfa.A risoluzione piu' alta e' stata "scomposta" in molte sorgenti discrete (AGN; Quasars)

• Emissione raggi X soffici: λ > 10 Å; E < 10 keV

Veramente amorfa.Associata alla nostra Galassia (per essere extragalattica manca, ad es., l'assorbimento in direzione delle LMC e SMC) Emissione da Resti di Supernova (es. Cas A)

Alcuni risultati di osservazioni X


Cassiopea A

Optical - MDM Obs. Radio - VLA X-Ray - Chandra


Il volume che emette raggi-X soffici contiene gas caldo, "patchy" e rarefatto e si estende per centinaia di anni luce attorno al sistema solare (Cox et al.)

Questo gas potrebbe essere simile a quello ipotizzato da Spitzer ("coronal gas") con temperature fino a 106 K e costituire la maggior parte del mezzo fra le nubi interstellari

Questo risultato differisce dal "Modello a due fasi" per l'ISM (con l'HI parzialmente ioniizzato e con temperature di ~ 104 K

Si cerca quindi di riconciliare i risultati delle osservazioni dell'ISM nel radio, UV e X

Alcuni risultati di osservazioni X


Dall'ISM proviene anche emissione di raggi Neppure la temperatura delle regioni piu' calde dell'ISM e' sufficiente a produrre fotoni gamma (λ < 0.1 Å) e' un processo non-termico Un meccanismo possibile: interazione protoni relativistici - nuclei di H

Raggi

p

p

p

π0

p*p

I raggi cosmici e il campo magnetico interstellare

L'ingrediente fondamentale per produrre raggi γ e' la presenza di protoni relativistici

Sin dall'inizio del XX sec. si sapeva che nello Spazio ci fossero particelle cariche molto energetiche, genericamente

i Raggi Cosmici

Particelle molto energetiche composte principalmente di protoni, ma anche da nuclei di elementi piu' pesanti dell'H ed elettroni relativistici


1. Sono i raggi cosmici confinati nella Galassia e, se si, da cosa?

2. Cosa confina il campo magnetico del mezzo interstellare nella nostra Galassia?

3. Qual'e' l'origine delle particelle dei raggi cosmici?

Tre domande


Sono i raggi cosmici confinati nella Galassia e, se si, da cosa?

I raggi cosmici sono confinati nella Galassia.

La gravita' non e' sufficiente a causa della loro altissima velocita' (V ~ c)

Il campo magnetico, anche se debole, e' sufficiente, ma...


Cosa confina il campo magnetico del mezzo interstellare nella nostra Galassia?

Il peso del gas termico

Gli ioni e gli elettroni di un gas termico parzialmente ionizzato spiraleggiano attorno alle linee di forza del campo magnetico

Il campo magnetico e' congelato nel gas(la formazione stellare e' un processo relativamente inefficiente)

Gli elettroni relativistici dei raggi cosmici spiraleggiando attorno alle linee di forza del campo magnetico producono

emissione radio di sincrotrone

La distribuzione energetica degli elettroni derivata dall'emissione radio non-termica e' in buon accordo con quella derivata per i r.c.


Qual'e' l'origine delle particelle dei raggi cosmici?

???Buona domanda???

La composizione chimica dei r.c. indica:• protoni• nuclei di elementi pesanti• sovrabbondanza di elementi del gruppo del Fe

i r.c. sono espulsi direttamente da stelle molto evolute, es. da SNe

Problemi teorici con

I r.c. sono particelle presenti nell'ISM accellerate da moti di fluidi nell'ISM stesso (Fermi)

La composizione chimica dei r.c. e' determinata dal livello di ionizzazione del mezzo


Effetti del campo magnetico sull'ISM

• Supporto alle nubi molecolari: essendo B congelato nella materia si oppone alla contrazione per auto-gravita' e quindi, in parte, alla formazione stellare

• Polarizzazione della luce stellare : i grani si allineano a B e bloccano la luce a B. L'osservatore vede quindi la luce || a B (Hiltner & Hall, 1949)


Misure di intensita' del campo magnetico

1. Rotazione di Faraday e Misura di Dispersione nelle Pulsar: B ruota il vettore di polarizzazione a mano a mano che l'emissione di una sorgente radio continua lineramente polarizzata attraversa l'ISMDipende dalla lunghezza d'onda Dalle pulsar si puo' calcolare il ritardo nei tempi di arrivo in funzione della frequenza

2. Effetto Zeeman sulle righe radio:In presenza di un campo magnetico le righe si dividono in due o piu' componentiLa separazione (Zeeman splitting) e' proporzionale all'intensita' del campo B

3. Emissione di Sincrotrone: la brillanza di sincrotrone e' proporzionale all'intensita' del campo B



Rotazione di Faraday Misura di Dispersione nelle Pulsar

Il piano di polarizzazione di un'onda e.m. polarizzata linearmente viene ruotato da un mezzo immerso in un campo magnetico B e densita' elettronica ne

RM 2||

2-17 d10 2.6 rad/ lBne

Misurando Δψ a diverse λ RM (rotation measure)

Nelle pulsar si puo' osservare il ritardo nell'arrivo del segnale in funzione della frequenza, che dipende dalla DM (dispersion measure)

lned DM

μG 3)1(B|| DM

RM



Effetto Zeeman sulle righe radio

In presenza di un campo magnetico B le righe spettrali di un elemento si dividono in due o piu' componenti

G

B

Hz

8.2Le misure dirette dell'Effetto Zeeman sono rese difficili dall'allargamento Doppler

GBnube 50)(30 ?E' calcolato sulle nubi piu' dense (~100 volte della densita' media) che si sono contratte. La densita' ρ va come r -3 e il campo magnetico B va come r -2 (per la conservazione del flusso magnetico), quindi:

nubenube BBB

05.0(100) 32

G2.5)(1.5 μB

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



Emissione di Sincrotrone

LBN)dlνB(N(νI )/(δL

α)/(δs 21

0

0

210)

μG 11]cm [eV 0.01 che taleNper 30 BwRC ?

L = spessore della Galassia nella direzione di osservazione

]cm [eV 0.1 che taleNun avere dovremmoμG 3 avereper 30

RCwB

galattica) Gamma emissionedell' studio lo con accordo generico (in

E' una stima incerta sia per il valore di N0 che quello di L

Interazioni fra le stelle e il mezzo interstellare

La morte delle stelle

La morte delle stelle influenza l'ISM in molti modi:

• lo arricchisce di elementi pesanti (venti stellari, esplosioni di SNe)

• creazione dei grani di polvere (venti stellari, nebulose planetarie)

• gli fornisce gran parte dell'agitazione meccanica (esplosioni di SNe)(HI, CO holes e shells gas caldo nell'ISM)

Interazioni fra le stelle e il mezzo

interstellare

La morte delle stelle

SN1993J


La nascita delle stelle

L'improvvisa comparsa di una stella massiva brillante (O,B) in una nube di H2 o HI produce cambiamenti drammatici nel sistema:

• ionizza l'H circostante (regione HII compatta)

• la regione HII si espande a causa della pressione termica (di nuovo energia meccanica nell'ISM)

• l'espansione della regione causa instabilita' gravitazionali in regioni circostanti (formazione stellare "a catena")



Anche le stelle di piccola massa (low-mass) nascono in complessi di nubi molecolari

Le stelle T-Tauri (Joy 1940)

• Sono sempre immerse in nubi di gas e polveri (osservazioni IR)• Hanno intense righe di emissione (forte attivita' della cromosfera)• Mostrano evidenze spettroscopiche di venti stellari (")• Hanno brillanze variabili su tempi scala anche di ore (no explanation)• Hanno sovra-abbondanza di Litio nelle loro atmosfere (stelle molto giovani) • Nel diagramma H-R le T-Tauri sono (sempre) sopra la ZAMS teorica per le stelle di Popolazione I (di nuovo un'indicazione della loro giovane eta')10000 6000 4000 3000

10

1

L

Te

Lu

min

osit

a' (

Lsu

n)

Temperatura effettiva (K)

1.5 Msun

1 Msun

1 Rsun

10 Rsun

3 Rsun

ZAMS

Tracce convettive di Hayashi

Tracce radiative di Henyey

Tracce evolutive teoriche per contrazione quasi-statica in fase pre-sequenza principale

Interazioni fra le stelle e il mezzo

interstellare


Protostella

CoreIdrostatico

(Protostella)

ZonaDust-free

Shell di polvere

Accrescente(otticamente

spesso)

FalsaFotosfera

IR

Distruzione della polvere

Polvere e gas accrescente (otticamente sottile)

Shock radiativo



Lo scenario mostrato e' semplicistico (no rotazione)La rotazione porta il problema di liberarsi del momento angolare

Il campo magnetico dissipa momento angolare

Il campo magnetico e' congelato nella materia

La nube ruota

Le linee di forza del campo magnetico si torcono

L'ISM circostante la nube ruota

Il momento angolare si dissipa

La nube puo' continuare a contrarsi perche' B e' sentito solo dalle particelle cariche (diffusione ambipolare) ... e dopo ...

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