Diverse manifestazioni nell'ottico delle
nebulose gassose
Nonthermal Emission Nebulae (Supernova Remnants)
Zona nebulosa amorfa
Spettro continuo & Forte Polarizzazione
(anche nel radio)
E' emissione di sincrotrone !!!(Alfven et al.; Shklovskii)
Emissione termica
Regioni HII
Emissione non-termica
Resti di Supernova (SNR)
Brevissime su meccanismi di emissione
Emissione di Bremsstrahlung (termica)
• Emessa da elettroni accelerati durante lo
scattering con nuclei di atomi
~ cost (~ ν -0.1)
Log Iν
• E' chiamata free-free perche' l'elettrone, pur
emettendo energia, passa da uno stato nonlegato ad un altro non-legato
Emissivita' specifica (assumendo per gli elettroni
~ν2
Ott.
spess
a
Ott.
sottile
una distribuzione di velocita' maxwelliana):
g ff ( , T ) = Fattore di Gaunt medio (Tabulato)
J br ( , T )  6.8  10 38  T 1 / 2  e

h
kT
Log ν
 ne2  g ff ( , T )
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
Manifestazioni nel radio delle nebulose
gassose
SNRs emettono emissione radio non-termica: sincrotrone
Regioni HII emettono:
• Emissione radio continua termica
• Linee di ricombinazione radio
Manifestazioni nel radio delle nebulose
gassose
Emissione radio continua termica
Una regione HII tipicamente e' otticamente sottile
(optically thin) alla sua radiazione; diventa otticamente
spessa (optically thick) alle lunghezze radio >>
lo spettro e' in generale non-planckiano ed e'
determinato dalle caratteristiche microscopiche
del processo emittente
Emissione per Breehmstralung ("radiazione di
frenamento"), detta anche free-free
Manifestazioni nel radio delle nebulose
gassose
Emissione radio continua termica
Gli elettroni (con T ~ 104 K) incontrano protoni o altri ioni
Vengono accellerati dalla attrazione Columbiana
La transizione riguarda due stati liberi (free) dell'elettrone
Emettono radiazione continua
Il tempo dell'incontro << periodo di vibrazione delle onde radio
Spettro radio piatto !!!
e non polarizzato
Manifestazioni nel radio delle nebulose
gassose
Linee di ricombinazione (RRLs)
Sono causate dallo stesso processo che origina le righe dell'H,
ma coinvolgono stati quantici piu' elevati (es. n=110 -> 109).
Le piu' forti sono quelle della serie α (n+1 -> n; piu' probabili)
Esistono RRLs anche di altri elementi (es. He, C)
RRLs forniscono:
• Informazioni di velocita'
• Studi di regioni HII (compatte e non) senza essere affetti
dall'oscuramento da polvere interstellare (es. Mezger et al.)
Manifestazioni nel radio delle nebulose
gassose
Emissione a λ = 21 cm da regioni HI
La maggior parte dell'ISM e' formato da nubi "fredde" (T ~ 10 100 K) di H atomico (HI) e molecolare (H2)
Nell'ottico tali nubi sono osservabili solo indirettamente (e solo
nelle vicinanze) tramite l'oscuramento da grani di polvere o le righe
di assorbimento da atomi pesanti mischiati all'H
Nell'ottico l'H in tali nubi fredde non e' direttamente osservabile
Manifestazioni nel radio delle nebulose
gassose
Emissione a λ = 21 cm da regioni HI
Hendrik “Henk” van de Hulst (1948)
Ewen & Purcell, 1951, Nature 168, 356
Muller & Oort, 1951, Nature 168, 357
Manifestazioni nel radio delle nebulose
gassose
Emissione a λ = 21 cm da regioni HI
S
N
e
N
e
S
Transizione spin flip
N
N
p
p
S
S
Fotone con λ = 21 cm
Manifestazioni nel radio delle nebulose
gassose
Emissione a λ = 21 cm da regioni HI
Non e' possibile osservare la transizione "21-cm" in laboratorio,
in quanto e' altamente proibita (ossia rara)
Le dimensioni astronomiche delle nubi (centinaia di anni luce) la
rendono piu' probabile e quindi osservabile
La riga "21 cm" e' l'unico metodo diretto di osservare HI
atomico nelle nubi Galattiche e non
Informazione sulla velocita' per spostamento Doppler
Manifestazioni nel radio delle nebulose
gassose
Emissione a λ = 21 cm da regioni HI
V
V||
S
Nube di HI

0

v||
c
λ
Manifestazioni nel radio delle nebulose
gassose
Emissione a λ = 21 cm da regioni HI
La riga "21-cm" si osserva:
In emissione
quantita' di H lungo la l.o.s.
In assorbimento
temperatura del gas assorbente
(in direzione una sorgente intesa di continuo)
Manifestazioni nel radio delle nebulose
gassose
Emissione a λ = 21 cm da regioni HI
Mezzo intranubi
T > 1000 K
Mezzo intranubi
Nube HI
Sorgente intensa
di continuo
Nube HI
S
T ~ 70 K
S
Riga 21 cm in emissione
Parte larga
Continuo
Riga 21 cm in assorbimento
λ
Manifestazioni nel radio delle nebulose
gassose
Emissione a λ = 21 cm da regioni HI
• La riga "21-cm" in emissione:
- Riga stretta con frequenza leggermente diversa da quella a riposo
singole nubi fredde che si muovono nello spazio interstellare
- Parte larga (shoulders) mezzo fra le nubi
• La riga "21-cm" in assorbimento:
- Solo riga stretta
il mezzo fra le nubi e' "troppo" caldo per produrre assorbimento
Temperatura del mezzo assorbente, la nube HI, ~ 70 K
• Ritardo nell'arrivo degli impulsi radio delle pulsars:
l'H era ionizzato per alcuni %
Manifestazioni nel radio delle nebulose
gassose
Emissione a λ = 21 cm da regioni HI
Soft X-rays
n ~ 10 cm-3
T ~ 102 K
Nube
n ~ 10-1 cm-3
T ~ 104 K
Mezzo fra le nubi
Modello a due fasi dell'ISM
Troppo deboli?
o
Mancano la
distribuzione di
alcuni livelli di
ionizzazione
aspettata)
Manifestazioni nel radio delle nebulose
gassose
Nubi molecolari (H2)
Per n > 102 particelle cm-3 e T ~ 10 K:
H+H
H2
Ossia l'H atomico si trasforma in H molecolare
Azione catalizzante fornita dai grani di polvere interstellare
(sito dove viene assorbita l'energia e il momento rilasciati nella reazione)
L' H2 sopravvive solo in nubi dense dove e' schermato dagli UV
Manifestazioni nel radio delle nebulose
gassose
Nubi molecolari (H2)
H
H2
H
H
H
H
Grano di
polvere
Manifestazioni nel radio delle nebulose
gassose
Nubi molecolari (H2)
Sfortunatamente l' H2:
• ha livelli rotazionali con energie superiori (> 500 K) a quelle cinetiche
presenti nelle nubi fredde
• non ha un momento di dipolo permanente (e' formato da due nuclei identici con
centro di massa coincidente con quello di distribuzione della carica)
AJ1J2 α (νJ1J2)3 · |µJ1J2|2
~ 2.95 · 10-11 s-1 (per J1=2 e J2=0)
Si possono avere righe da H2: es. nell'IR (λ = qualche µm) se il gas e' riscaldato da shocks e, in
assorbimento, nelle bande di Lyman e Werner (UV) vicino a stelle UV brillanti, ma:
Nella sua forma piu' comune l' H2 non e' praticamente osservabile
Necessita di traccianti (CO, etc...)
Manifestazioni nel radio delle nebulose
gassose
Nubi molecolari (CO)
Il CO ha un momento di dipolo permanente µ = 0.112 Debye
Le transizioni rotazionali piu' basse cadono nelle microonde (mm)
J=3
λ = 0.87 mm (ν = 345 GHz)
J=2
λ = 1.3 mm (ν = 230 GHz)
CH+ + O
CO + H+
OH + C+
CO + H+
n(CO)
~ 10-7
n(H)
J=1
J=0
λ = 2.6 mm (ν = 115 GHz)
Il CO e' eccitato dalle collisioni con l' H2 e quindi
l'analisi spettrale del primo ci da informazioni
sulla distribuzione spaziale del secondo
Manifestazioni nel radio delle nebulose
gassose
Nubi molecolari (OH)
La molecola dell'OH e' stata scoperta in assorbimento nel 1963
(Weinreb et al.) nelle sue 4 transizioni iperfini a 18 cm (1.6 GHz)
La molecola dell'OH e' stata scoperta in emissione nel 1965 (es. Weaver
et al.) in regioni HII identificate nel radio da Westerhout
• righe molto intense
• righe molto strette
• forte polarizzazione
• variabili su tempi scala di giorni
Se le righe fossero di origine termica
Tb ~ 1012 K (non compatibili
con le linewidths: Tk ~ 100 K)
Manifestazioni nel radio delle nebulose
gassose
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
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