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
Manifestazioni nel radio delle nebulose
gassose
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...)
Manifestazioni nel radio delle nebulose
gassose
Nubi molecolari (H2O, NH3, etc...)
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.
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...
D.O.C.
CH3CH2
OH
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
Vantaggi
Infrarosso
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 g del mezzo
interstellare
L'astronomia nel radio, ottico e infrarosso puo' essere anche fatta da Terra
Quindi a maggior ragione l'astronomia UV, X, e g (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 g piu' energetici)
Razzi e Satelliti
Osservazioni UV, X e g del mezzo
interstellare
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"
Osservazioni UV, X e g del mezzo
interstellare
Alcuni risultati di osservazioni UV
- 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
Osservazioni UV, X e g del mezzo
interstellare
Alcuni risultati di osservazioni X
• 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)
Osservazioni UV, X e g del mezzo
interstellare
Cassiopea A
Optical - MDM Obs.
Radio - VLA
X-Ray - Chandra
Osservazioni UV, X e g del mezzo
interstellare
Alcuni risultati di osservazioni X
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
Osservazioni UV, X e g del mezzo
interstellare
Raggi g
Dall'ISM proviene anche emissione di raggi g
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
g
p
p
g
π0
p
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
I raggi cosmici e il campo magnetico
interstellare
Tre domande
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?
I raggi cosmici e il campo magnetico
interstellare
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...
I raggi cosmici e il campo magnetico
interstellare
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.
I raggi cosmici e il campo magnetico
interstellare
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
Problemi teorici con
i r.c. sono espulsi
direttamente da stelle molto
evolute, es. da SNe
La composizione chimica dei
r.c. e' determinata dal livello
di ionizzazione del mezzo
I r.c. sono particelle presenti
nell'ISM accellerate da moti
di fluidi nell'ISM stesso
(Fermi)
I raggi cosmici e il campo magnetico
interstellare
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)
I raggi cosmici e il campo magnetico
interstellare
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'ISM
Dipende 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'
componenti
La 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
I raggi cosmici e il campo magnetico
interstellare
Misure di intensita' del campo magnetico
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
 / rad  2.6  10-17 2  ne B||dl  2  RM
Misurando Δψ a diverse λ
(rotation measure)
Nelle pulsar si puo' osservare il ritardo
nell'arrivo del segnale in funzione
della frequenza, che dipende dalla DM
(dispersion measure)
DM   ne dl
RM
RM
 B||  (1  3) μG
DM
I raggi cosmici e il campo magnetico
interstellare
Misure di intensita' del campo magnetico
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

B
 2.8 
Hz
G
Le misure dirette dell'Effetto Zeeman sono rese difficili
dall'allargamento Doppler
Bnube  (30  50) G
?
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:
 B  (100)
2
3
 Bnube  0.05  Bnube
 B  (1.5  2.5) μG
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):
N ( E )  N 0 E 
dove
 
 1
2
Caratteristiche rilevanti: collimata e
fortemente polarizzata
Log Iν
J s ( )  N 0 B( 1) / 2 
ν -α
ν 5/2
Ott.
spess
a
Ott.
sottile
Log ν
I raggi cosmici e il campo magnetico
interstellare
Misure di intensita' del campo magnetico
Emissione di Sincrotrone
L
I s(ν)   (N 0  B
(δ 1 )/ 2
α
 ν )dl  N 0  B
(δ 1 )/ 2
L
0
L = spessore della Galassia nella direzione di osservazione
per N 0 tale che wRC  0.01 [eV cm 3 ]  B  11 μG
?
per avere B  3 μG dovremmo avere un N 0 tale che wRC  0.1[eV cm 3 ]
(ingenericoaccordocon lo studiodell'emissione
Gammagalattica)
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
Interazioni fra le stelle e il mezzo
interstellare
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")
Interazioni fra le stelle e il mezzo
interstellare
La nascita delle stelle
Tracce evolutive teoriche per contrazione quasi-statica in fase pre-sequenza principale
L
Luminosita' (Lsun)
Anche le stelle di piccola massa (low-mass) nascono in complessi di nubi
ZAMS
molecolari
1.5 Msun
Tracce convettive
di Hayashi
10
Le stelle T-Tauri (Joy 1940)
1M
sun
• Sono sempre immerse in nubi di gas e polveri
(osservazioni IR)
10 Rsun
• Hanno intense righe di emissione (forte attivita' della
cromosfera)
1
• Mostrano evidenze
spettroscopiche di venti stellari
3 Rsun (")
Tracce radiative di
• Hanno brillanze variabili su tempi scala anche di ore (no explanation)
Henyey
Rsun atmosfere (stelle molto giovani)
• Hanno sovra-abbondanza di Litio nelle 1loro
• Nel diagramma
H-R le T-Tauri sono (sempre) sopra la ZAMS teorica per le
Te
10000
4000 3000
stelle di Popolazione
I (di nuovo6000un'indicazione
della loro giovane eta')
Temperatura effettiva (K)
Shock
radiativo
Falsa
Fotosfera
IR
Interazioni fra le
stelle e il mezzo
interstellare
La nascita delle stelle
Shell di polvere
Accrescente
(otticamente
spesso)
Protostella
Zona
Dust-free
Distruzione
della polvere
Core
Idrostatico
(Protostella)
Polvere e gas accrescente
(otticamente sottile)
Interazioni fra le stelle e il mezzo
interstellare
La nascita delle stelle
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 ...