MASER H2O (e non)

Andrea TarchiIstituto di Radioastronomia - CNR

Osservatorio Astronomico - INAF

Cagliari

LaserLight Amplification by the Stimulated Emission of Radiation

MaserMicrowave Amplification by the Stimulated Emission of Radiation

E2

E1

Equilibrio termodinamico (LTE):n1 > n2 (Boltzmann)

Mezzo interstellare (non-LTE, normally)n1 >> n2

E2

E1

MASER (non-LTE, normally):n1 < n2

Modello semplice di Maser per una nube molecolare

Maser: un po' di teoria

ννν ηIκdl

dI

)(4

)( 21 f

hBnnκν )(

42 fh

Anν

A e B sono i coefficienti di Einstein

Bc

hA

2

32

2

20 )(2ln4

exp1

)(DD

f

DD

hAnI

hBnn

dl

dI

44)( 221

Maser: un po' di teorian1, n2 = densita' di popolazione dei livelli Maser

I = intensita' della radiazione

A,B = coefficienti di Einstein

C = coefficienti collisionali

R = tassi di pompaggio nei livelli maser

Γ = tassi di decadimento fuori dai livelli maser

Ω = angolo solido della radiazione

Diagramma schematico dei livelli energetici di

un maser

Maser: un po' di teoriaIn uno stato stazionario la derivata temporale di n1 e n2 (tasso

di variazione di densita' nei livelli maser) e' = 0

Tali derivate dipendono da: A, B, C, Ω, R e Γ

Uguagliando le due derivate e assumendo trascurabili A e C, si dimostra (noi no!) che:

42

)( 1212

BIR

Rnnnnn

pomapaggio del efficienzaR

ΔR

Soluzioni dell'equazione del trasporto radiativo per:Soluzioni dell'equazione del trasporto radiativo per:

)f(ν4π

hν)Bn(nκ o21o

l)κexp(II o0u

lκI os

Maser non-saturo

Maser saturo

12 nnMaser 0nnΔn 21

dove

Maser: un po' di teoria

0)(- 0 l

Maser: un po' di teoria

xl

xBB TeTTlT )0()(

Convertendo l'intensita' I in temperatura di Brillanza TB di un corpo nero equivalente in approssimazione di Rayleigh-Jeans

2

22

c

kTI B

Tx = temperatura di eccitazione

Temperatura di eccitazione della transizione:

)kT

hνexp(

n

n

x1

2

1n

nnn

1

212

0Tx

Maser: un po' di teoria

Maser debolmente pompatiMaser saturi

Maser fortemente pompatiMaser saturi

• Molecola: H2O

• Trans: 616 523

= 22.23508 GHz

= 1.35 cm

Livelli rotazionali dell'orto H2O

Maser: un po' di teoria

Maser H2O Galattici: perche' e dove?

• Studi VLBI 104 < Tb < 1012 K

• Larghezze di riga Tk ~ 100 K

• Maser dell'acqua Galattici

Non in equilibrio termodinamico

:)1L(L soliso

a) Regioni di formazione stellare (YSOs)(outflows, dischi (proto)stellari)

b) Stelle late-type(giganti rosse e stelle di AGB, venti stellari)

Non emissione spontanea

Maser H2O extragalattici

Kilomasers Liso< 10 Lsol

Off-nucleari NucleariMarcano regioni di intensa SF

Studi di moti propri

Distanze

Fenomeni di flaring

Spostamenti in velocita'(es. M33, IC342, IC10, NGC2146)

C'e' una famiglia di Megamasers deboli?Ho et al. (1987)

Henkel, Tarchi, Menten, & Peck, A&A, 2003

Comprendere la fisica delle regioni piu' interne degli AGN deboli(solo M51; forse NGC253)

IC342 (Tarchi et al. 2002, A&A, 385, 1049)

Prima detezione certa di un maser dell'acqua in IC342

Posizione del maser: 10-15 arcsec a Ovest del nucleo

Luminosita' isotropica: 10-2 Lsol

Variabilita' temporale Dim. < 1016 cm; Tb > 109

Shift in vel. + diminuzione in flusso allineamento di 2 nubi

Maser H2O extragalattici

NGC2146• D ~ 14.5 Mpc• Starburst

NGC2146 (Tarchi et al. 2002, A&A, 389L, 39)

Prima detezione di un maser in NGC2146

Luminosita' isotropica single-dish: 8 Lsol

Il kilomaser piu' luminoso e distante (14.5 Mpc) mai osservato

Risolto in due spots dal VLA in configurazione BnC

Posizione: off-nucleare e probabilmente associato ad una regione HII compatta

In favore di un'origine diversa fra kilo- e mega-masers

Maser H2O extragalattici

MegamasersLiso> 10 Lsol

Dischi di accrescimento Getti

Claussen et al. (1998) Gre

enh

ill e

t al

. (19

95)

NGC4258

Maser H2O extragalattici

MegamasersLiso> 10 Lsol

Dischi di accrescimento Getti

Maser H2O extragalattici

Miyoshi et al. 1995Copertina di Nature

Vol. 373, p. 127

Maser H2O extragalattici

Maser H2O extragalattici

Da studi VLBI degli spots del maser dell'acqua in NGC4258maser dell'acqua in NGC4258, si e' evidenziata la presenza di un disco di accrescimento

• in rotazione kepleriana attorno al nucleo di NGC4258 • con dimensioni dell'ordine del decimo di parsec

• orientato edge-on rispetto all'osservatore

• che implica una massa di ~ 3 · 107 Msol per il BH centrale

Tassi di detezione dei maser H2O extragalattici

• In FRIs = 0% (Henkel et al. 1998)

• In Sy and LINERs ~ 7% (Braatz et al. 1996)

• In FRIIs and BLLac ~ 0% (Tarchi et al. in prep)

Dopo 25 anni solo ~ 40 maser dell'acqua sono stati pubblicati

oltre le Nubi di Magellano

• FIR-maser sample (S100μ > 50 Jy) ~ 22% (10/45)

• Jet-maser sample ~ 29% (4/14)

Some useful references

• Nature, 221, 626, Cheung A.C. et al. (1969)• Celestial Masers, Cook A.H. (1977)• Galactic and Extragalactic Radio Astronomy,

Cap. 6, Reid & Moran (1988)• Astronomical Masers, Elitzur M. (1992)