MASER H2O (e non)
Andrea Tarchi
Istituto di Radioastronomia - CNR
Osservatorio Astronomico - INAF
Cagliari
Maser
Laser
Microwave
Light Amplification
Amplification
by by
thethe
Stimulated
Stimulated
Emission
Emission
of Radiation
of Radiation
E2
E1
E2
E1
Equilibrio termodinamico (LTE):
n1 > n2 (Boltzmann)
Mezzo interstellare (non-LTE, normally)
n1 >> n2
MASER (non-LTE, normally):
n1 < n2
Maser: un po' di teoria
Modello semplice di Maser per una nube molecolare
h
h
κ ν  (n1  n2 ) B
f ( ) ν  n2 A
f ( )
4
4
 4 ln 2(   0 ) 2 
f ( ) 
exp 

2
 D


D


1
dI
  κ ν I ν  ην
dl
dI
h
h
 (n1  n2 ) B
I  n2 A
dl
4 D
4 D
A e B sono i coefficienti
di Einstein
2h 3
A 2 B
c
Maser: un po' di teoria
Diagramma schematico
dei livelli energetici di
un maser
n1, 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
Maser: un po' di teoria
In 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:
R
n  n2  n1  (n2  n1 )
R
ΔR
 efficienza del pomapaggio
R


  2 BI 

 4 
Maser: un po' di teoria
Soluzioni dell'equazione del trasporto radiativo per:
Maser non-saturo
I u  I0  exp( κ o l)
Maser saturo
I s   κ ol
dove
hν
κ o  (n1  n 2 )B f(ν o )
4π
Maser  n 2  n1  Δn  n1  n2  0
 (- 0l )  0
Maser: un po' di teoria
Convertendo l'intensita' I in
temperatura di Brillanza TB di un
corpo nero equivalente in
approssimazione di Rayleigh-Jeans
2kTB 2
I 
c2
TB (l )  TB (0)  Tx   e l  Tx
Tx = temperatura di eccitazione
Maser: un po' di teoria
Temperatura di eccitazione della transizione:
n2
hν
 exp( 
)
n1
kTx
n2
n 2  n1 
1
n1
 Tx  0
Maser debolmente
pompati
Maser saturi
Maser fortemente
pompati
Maser saturi
Maser: un po' di teoria
• Molecola: H2O
• Trans: 616 523
 = 22.23508 GHz
l = 1.35 cm
Livelli rotazionali dell'orto H2O
Maser H2O Galattici: perche' e dove?
• Studi VLBI  104 < Tb < 1012 K
• Larghezze di riga  Tk ~ 100 K

Non in equilibrio termodinamico
Non emissione spontanea
• Maser dell'acqua Galattici (Liso  1Lsol ) :
a) Regioni di formazione stellare (YSOs)
(outflows, dischi (proto)stellari)
b) Stelle late-type
(giganti rosse e stelle di AGB, venti stellari)
Maser H2O extragalattici
Kilomasers
Liso< 10 Lsol
Off-nucleari
Marcano regioni di intensa SF
Studi di moti propri
Distanze
Fenomeni di flaring
Spostamenti in velocita'
Nucleari
Comprendere la fisica delle
regioni piu' interne degli
AGN deboli
(solo M51; forse NGC253)
Henkel, Tarchi, Menten, & Peck, A&A, 2003
(es. M33, IC342, IC10, NGC2146)
C'e' una famiglia di Megamasers deboli?
Ho et al. (1987)
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
NGC4258
Maser H2O extragalattici
Megamasers
Liso> 10 Lsol
Claussen et al. (1998)
Getti
Greenhill et al. (1995)
Dischi di accrescimento
Maser H2O extragalattici
Megamasers
Liso> 10 Lsol
Dischi di accrescimento
Getti
Maser H2O
extragalattici
Miyoshi et al. 1995
Copertina di Nature
Vol. 373, p. 127
Maser H2O extragalattici
Maser H2O extragalattici
Da studi VLBI degli spots del maser 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
Dopo 25 anni solo ~ 40 maser dell'acqua sono stati pubblicati
oltre le Nubi di Magellano
• 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)
• FIR-maser sample (S100μ > 50 Jy) ~ 22%
• Jet-maser sample ~ 29%
(4/14)
(10/45)
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)