Perche’ IR e mm?
Perche’ IR e mm?
1. Le nubi molecolari contengono polvere
• Regioni di estinzione molto grande
• L’estinzione diminuisce al crescere della lunghezza d’onda
Why Infrared ?
Why Infrared ?
Perche’ IR e mm?
1. Le nubi molecolari, i cores molecolari, le protostelle, i
dischi circumstellari, i pianeti, etc. sono freddi
–
emettono solo a bassa frequenza
 = B(T) k
Righe IR e millimetriche
1.
Nubi molecolari, cores, etc: T~10 K  max~ 500 microns
–
2.
– (CO, H2)
Dischi circumstellari: T= 200010 K
–
3.
Dall’IR vicino al millimetrico, molecole e polvere
– (CO)
Interfaccia tra nubi molecolari e regioni HII: T~1000K
–
–
–
4.
Righe di molecole, anche complesse, nel millimetrico
Righe di elementi neutri e ionizzati una volta nel lontano IR
(CII, OI)
Righe vibrazionali dell’H2
– (PAHs)
Regioni HII estinte: T=10000K
–
Righe di elementi ionizzati
– (HII, NII, SII)
Un atomo / molecola a 2 livelli
hji
nj
ni
A21 = emissione spontanea (s-1)
B12 J = eccitazione radiativa (s-1)
B21 J = emissione stimolata (s-1)
C12 = rate di eccitazione collisionale (cm3 s-1)
C12=C21 g2/g1 exp(-h/kT)
n1 (ne C12+ B12J) = n2 (ne C21 + A21 + B21J )
Se I processi radiativi sono trascurabili  LTE


in generale, le collisioni dominanti sono con gli elettroni
se il gas e’ molto neutro, le collisioni avvengono con H o H2
La popolazione dei livelli dipende dal campo di
radiazione: un sistema di equazioni non lineari
Equazione del trasporto
Il campo di radiazione Je’ dominato dalla emissione
di riga (riga otticamente spessa)
n1 ne C12 = n2 (ne C21 + A21esc )
probabilita’ di fuga di
un fotone di riga
Riga molto opaca (esc=0)  LTE
n2
neC12

Riga trasparente (esc=1)  caso “standard”
n1 neC21  A21
In generale: un sistema di equazioni non lineari
(esc dipende da n1)
Che cosa e’ la probabilita’ di fuga?
S
Se S e’ ~ cost.
andamento asintotico
Large velocity gradient (LVG)
e’ una quantita’ locale
T
riga sottile  21=1
I21  massa del gas
riga spessa  21
I21  superficie
Assorbimento ed emissione
T
Per avere righe di assorbimento occorre una sorgente continua
di background
Emissione o assorbimento? gas freddo (Tgas<Tstar)  assorbimento
gas caldo (Tgas>Tstar) emissione
E se Tgas≠cost?
T
T
Assorbimento
Emissione
Dischi circumstellari
1. Il disco e’ scaldato dalla radiazione stellare:
LA SUPERFICIE E’ PIU’ CALDA DEL MIDPLANE
RIGHE IN EMISSIONE!
CO v=2-1 in HD141569
Se un disco e’ molto “attivo”
-8
-6
-5
Se un disco e’ molto “attivo”
Il midplane diventa piu’
caldo della superficie
Righe in assorbimento
V1515 Cyg
Se il gas ha un campo di velocita’?
Profili P-Cygni
Vento stellare assorbimento blu
Gas in accrescimento assorbimento rosso
Accrescimento e perdita di massa avvengono
simultaneamente nelle stelle T Tauri
Rotazione e campo magnetico
Esistono cores in collasso
gravitazionale? Si, ma e’ stato molto
difficile trovarli
NGC133- IRAS4
Di Francesco et al. 2001
Kinematical detection of infalling gas
1. E’ possibile rivelare i moti di “infall” del gas molecolare
mediante l’osservazione di traccianti accuratamente
selezionati
Tr
Tb
Perchè è stato così difficile rivelare infall?
1. Le prime osservazioni sono state rivolte alle molecole più
abbondanti (e.g. CO)
2. Sono stati rivelati moti di diverse decine di km/s...
…ma nel verso sbagliato!!
Snell et al. 1980
fine
Perche’ osservare a grandi lunghezze d’onda
Popolazione dei livelli, probabilita’ di fuga
Righe di emissione e di assorbimento
Ex: righe di emissione e di assorbimento nei dischi
circumstellari
5. Profili P-Cygni (blushifted, reshifted)
6. Ex: infall and outflows nelle stelle di pre-sequenza
principale; accrescimento magnetosferico
7. Ex: Cores molecolari in collasso
1.
2.
3.
4.