Spettroscopia di polvere e
ghiacci
Inventario dei materiali solidi
nel ISM
• Ghiacci (H2O, CO, etc.)
• Silicati (amorfi e cristallini)
• Materiali carbonacei
• Macromolecole (C,H)
• Come facciamo a saperlo?
Depletion nel ISM
Il modello di polvere standard
• Ia polvere non puo’ essere piu’ dell’ 1% del gas in massa,
perche’ gia’ cosi’ si usano tutti gli elementi a disposizione
• 2/3 del carbonio vengono usati per formare materiali solidi
carbonacei
• Tutto il Si, circa il 20% dell’O e praticamente tutto il Mg e il
Fe formano silicati
Per saperne di piu’, bisogna
ricorrere alla spettroscopia
Ghiacci
H
O
• Physical bonds
H
• Legami deboli, Tev=100K
• Si formano mantelli di ghiacci molecolari sulla
superficie dei grani di polvere
• H2O, CO, CO2, CH3OH, etc.
• Si vedono bande di assorbimento dovute a nubi
dense e fredde di fronte a sorgenti di background
H2O
Ghiaccio
 Formation of solid H2O in molecular clouds:  10% of the
elemental oxygen is locked up in solid H2O (Whittet 1997)
Teixeira et al. 1999
Differenze tra stato solido e
fase gassosa
• La struttura rotazionale viene soppressa
• Le molecole contenute nei ghiacci non possono ruotare
liberamente  I rami P,Q,R collassano in un’unica banda
vibrazionale
• Allargamento delle righe
• Le molecole in un ghiaccio interagiscono con le altre la
banda si allarga di una quantita’ che dipende dal tipo di
ghiaccio
• Spostamento della riga
• L’interazione con l’ambiente cambia leggermente
l’energia di legame la banda si sposta in frequenza
Che cosa impariamo dai
ghiacci?
• Possiamo misurare la abbondanza di specie
quali acqua, CO --> Ossigeno
• Depletion: le molecole spariscono dalla fase
gassosa
La formazione di ghiacci fa sparire le molecole
dalla fase gassosa
Un puzzle osservativo: la morfologia dei cores molecolari
cambia a seconda della molecola osservata




Tafalla et al. 2002, 2004
Alcune molecole condensano sui grani piu’ facilmente
(a densita’ del gas piu’ bassa) di altre
Grani di polvere
• Corpi solidi
• Legami forti, Tev=1500 K
• Nel ISM, dimensioni tipiche da 0.01 a
0.1 microns
• Silicati e materiali carbonacei
Structure of Silicates
Pyroxenes: solid solution series
MgSiO3-FeSiO3
Enstatite - Ferrosilite
Olivines: solid solution series
Mg2SiO4-Fe2SiO4
Forsterite -Fayalite
Crystalline silica
layer
silicates
SiO2
Amorphous silica
In un solido, le molecole possono solo vibrare  bande larghe
Piu’ strutturate se il solido e’ cristallino
La banda piu’ intensa dei silicati e’ a 10 microns
Amorfi
O-Si-O Cristallini
O-Si-O
Si-O
Si-O
Silicati nel ISM
In ogni ambiente, i silicati sono soprattutto amorfi
Da che cosa dipende il profilo delle
bande dei silicati?
Olivina amorfa
a0.1 mic
a0.1mic
a=1.5mic
a=4.5mic
• Grani piu’ grandi hanno bande:
• Piu’ deboli
• Piu’ larghe
• Il picco si sposta a lunghezze d’onda piu’ grandi
• In grani piu’ grandi di qualche micron (a) la banda sparisce
• In grani molto piccoli la banda non dipende da a
La temperatura dei grani cambia il profilo delle bande
T=1000K
T=150K
T=300K
e anche l’intensita’: se i grani sono piu’ freddi,
la banda diventa molto piu’
debole
Le dimensioni dei silicati nei dischi variano da molto
piccoli (come nel ISM) a molto grandi (micron e oltre)
Small grain
Large grain
v. Boekel et al. 2003
Ci sono dischi con una frazione
significativa di silicati cristallini
In alcuni dischi, la polvere e’ identica a quella nella cometa Hale-Bopp
Mineralogia dei dischi
Amorphous Olivine
Amorphous Pyroxene
Crystalline Forsterite
Crystalline Enstatite
Silica
PAH
Gran divertimento!
 la cristallizazione avviene scaldando i silicati amorfi a ~ 1000 K
 oppure che I silicati amorfi vengano vaporizzati (T~1500 K) e si ricondensino dalla
fase gassosa
 ma le features osservate vengono da silicati molto piu‘ freddi (comete)
Scott & Krot (2005)
Materiali carbonacei
PAH
PAHs: polycyclic aromatic hydrocarbons
• I “grani” piu’ piccoli
• Emettono bande dal
vicino al lontano IR
La Barra di Orione
L’emissione dei PAHs traccia il campo di radiazione UV
Gli spettri Spitzer di Galassie locali
E quelle a z~2
Le bande dei PAHs sono dei contatori di fotoni UV
misurano il tasso di formazione stellare
H2
sommario
Stelle di massa solare
 Popolazione dei livelli, probabilita’ di fuga
 Righe di emissione e di assorbimento
 righe di emissione e di assorbimento nei dischi circumstellari
 Profili P-Cygni (blushifted, reshifted)
 infall and outflows nelle stelle di pre-sequenza principale; accrescimento
magnetosferico
 Cores molecolari in collasso
 Transizioni molecolari, rotazionali e vibrazionali
 CO
 Temperatura delle nubi molecolari
 Rotazione kepleriana dei dischi circumstellari
 H2
 Diagrammi di Boltzmann
 La componente solida del mezzo interstellare
 Ghiacci
 Gas depletion nei cores molecolari
 Silicati
 Materiali amorfi e cristallini – la storia della polvere nei dischi
 Materiali carbonacei
 PAHs – traccianti della formazione stellare a alto redshift
Referenze
+ pagine web
• Hartmann, L. “Accretion processes in star formation”, 1998,
CUP: Cambridge
• Natta, A. “Star formation”, 2000, in Infrared Space
Astronomy: today and tomorrow, Eds. F. Casoli, J. Lequeux
and F. David, Springer, pag.193.
• Herzberg, G. “ Molecular spectra and molecular structure: 1:
spectra of diatomic molecules”, 1950+, van Nostrand
Reihnold C.:New York
• Krügel, E. “The physics of interstellar dust”, 2003, Inst. of
Physics: London
• Boulanger, F., Cox, P., and Jones A.P., “Interstellar dust”,
2000, in Infrared Space Astronomy: today and tomorrow,
Eds. F. Casoli, J. Lequeux and F. David, Springer, pag.253.
ALMA
VLTI