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Determinazione di abbondanze nelle regioni HII Martinelli Federica A.A. 2004-2005 Seminario per il corso di ASTRONOMIA EXTRAGALATTICA Prof. Guido Chincarini.

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Presentazione sul tema: "Determinazione di abbondanze nelle regioni HII Martinelli Federica A.A. 2004-2005 Seminario per il corso di ASTRONOMIA EXTRAGALATTICA Prof. Guido Chincarini."— Transcript della presentazione:

1 Determinazione di abbondanze nelle regioni HII Martinelli Federica A.A Seminario per il corso di ASTRONOMIA EXTRAGALATTICA Prof. Guido Chincarini

2 La maggior parte delle informazioni utilizzate in questo seminario sono tratte da: Donald E. Osterbrock Astrophysics of Gaseous Nebulae and Active Galactic Nuclei Univesity Science Books

3 Regioni HII Per regioni HII si intende nubi di gas parzialmente ionizzato, nubi di gas parzialmente ionizzato, con prevalenza di Idrogeno, caratterizzate da unemissione dominante alla lunghezza donda prima riga della serie di Balmer (transizione n = 3 n = 2)

4 Regioni HII : dove? La nostra Galassia: le osservazioni mostrano una concentrazione di regioni HII nel piano del disco, nonostante la concentrazione delle polveri renda difficoltosa la determinazione della posizione. Le altre galassie : BCD :sono spesso chiamate extragalactic HII regions perchè mostrano unemissione Ha distribuita sulla quasi totalità della superficie della galassia; IRREGOLARI : mostrano distribuzioni varie, non simmetriche; SPIRALI : concentrazione prevalentemente nel disco, lungo le braccia della spirale; ELLITTICHE ed S0 : tipicamente non contengono nubi di H ionizzato.

5 Spirale VCC0596 (NGC 4321) Spirale VCC0596 (NGC 4321) Immagine in banda B della galassia (Goldmine, 2003)

6 Immagine in banda stretta (net) alla lunghezza donda della Ha (Goldmine, 2002)

7 Regioni HII : ingredienti La selezione morfologica delle galassie contenenti regioni HII è facilmente interpretabile se si considera che elementi fondamentali alla formazione di questi oggetti sono : O -B stars + HI O -B stars + HI FOTOIONIZZAZIONERICOMBINAZIONE FOTOIONIZZAZIONE e RICOMBINAZIONE sono i processi fondamentali.

8 Regioni HII : meccanismi FOTOIONIZZAZIONE : i fotoni UV con hv>13.6 eV, prodotti da stelle giovani O-B ( T >30.000K) di Popolazione I, estraggono fotoelettroni; lenergia in eccesso va in energia cinetica delle particelle formatesi. TERMALIZZAZIONE :le collisioni elettrone-ione determinano una ridistribuzione dellenergia in modo da mantenere una Maxwelliana con temperature 5.000K < Tnube < K. RICOMBINAZIONE : la cattura di elettroni termici a livelli eccitati è seguita dal ritorno allo stato fondamentale neutro per decadimento a cascata a livelli di energia inferiore con emissione di fotoni, tra cui Ha in particolare. Le proprietà delle regioni HII sono fissate in condizioni di EQUILIBRIO di questi processi fondamentali.

9 Equilibrio di fotoionizzazione grado di ionizzazione Lequilibrio tra processi di fotoionizzazione e ricombinazione fissa il grado di ionizzazione della nube. Nelle ipotesi: - nube di solo H, omogenea, statica - stella sorgente unica lequilibrio è descritto dallequazione: Soglia Num. di fotoni incidenti per unità di area, tempo, freq. Num di fotoionizzazioni per atomo di H e unità di tempo coeff. di ricombinazione Sezione durto di assorbimento per fotoionizzazione Intensità media radiazione dove: Distanza dalla stella

10 Sfera di Stromgren Dallequazione dellequilibrio si osserva che, fissate le proprietà della stella e della nube il grado di ionizzazione dipende solo dalla distanza r del punto considerato dalla sorgente. RAGGIO DI STROMGREN Una stella è in grado di ionizzare solo un volume limitato di gas; assumendo unemissione isotropa, esiste pertanto un raggio limite di transizione tra la sfera di H ionizzato e la nube di H neutro, detto RAGGIO DI STROMGREN. Tale raggio risulta dellordine del libero cammino medio di un fotone UV ionizzante

11 Nubi di H e He La struttura di ionizzazione di una nube di H e He dipende, oltre allabbondanza di He, anche dalla temperatura T della stella: hv < 24.6 eV nube di e hv > 24.6 eV pochi fotoni alta energia tanti fotoni alta energia 2 regioni di ionizzazione unica regione di e

12 hv > 24,6eV 2 regioni hv >> 24,6eV regione unica

13 Andamento del raggio relativo di una regione di He ionizzato in funzione della temperatura equivalente della stella ionizzante.

14 Metalli Negli spettri delle regioni HII si osservano anche righe di emissione di elementi pesanti, in particolare O, N, C, Ne, con densità relative all H dellordine di. Le temperature stellari non sono sufficientemente alte fotoionizzazione non è il processo primario. per collisione Lemissione è legata principalmente a transizioni a livelli eccitati per collisione. reazioni di scambio Altre righe, osservate nelle regioni esterne dove la densità di HI è maggiore, in particolare per e, sono invece dovute a reazioni di scambio, legate a forze di polarizzazione in elementi con potenziali simili:

15 Lo studio dei coefficienti di ricombinazione e delle sezioni durto per elementi pesanti è complicato dalla struttura a più elettroni e dalla possibilità di ionizzazione multipla. Esempio di andamenti delle sezioni durto di assorbimento per fotoionizzazione.

16 Equilibrio termico (1) In una nube statica la temperatura è fissata dallequilibrio tra riscaldamento per fotoionizzazione e raffreddamento per ricombinazione seguita da emissione di radiazione. HII region Stelle O-BFOTOIONIZZAZIONE RICOMBINAZIONE BREMSSTRAHLUNG RIGHE ECCITATE PER COLLISIONE

17 Equilibrio termico (2) Osservazioni Osservazioni : i contributi al bilancio energetico sono proporzionali alle densità di ioni Le forme dei singoli contributi (rate per unità di volume) sono equivalenti per H,He e metalli. Si osserva che i contributi al bilancio energetico sono proporzionali alle densità di ioni; dal momento che le abbondanze di elementi pesanti relative a H ed He sono piccole, il contributo dei metalli si considera in prima approssimazione trascurabile. Esiste una densità critica N C al di sopra della quale il ritorno allo stato fondamentale può avvenire per collisione senza emissione di fotoni Esiste una densità critica N C al di sopra della quale il ritorno allo stato fondamentale può avvenire per collisione senza emissione di fotoni. Se questo processo diventa importante, il contributo al raffreddamento della ricombinazione diminuisce, provocando un complessivo aumento della temperatura della nube.

18 Spettro di una regione HII Lo spettro tipico di una regione HII è caratterizzato da righe di emissione sommate ad un continuo piuttosto debole. Esempio: spettro tipico della nebulosa di Orione. ( Baldwin et al., Physical conditions in the Orion Nebula and an assessment of its Helium abundance 1991 ).

19 Righe di emissione di H ed He ricombinazione Lemissione di righe per H ed He è legata al processo di ricombinazione, con transizioni (bound-bound) tra livelli a diversa energia nel processo di ritorno allo stato neutro. Lintensità di una riga, integrata lungo la linea di vista risulta essere: con dove: j l = coeff. di emissione = coeff. di ricombinazione; dipende dallelemento e da T; è legato alla probabilità di transizione tra i livelli.

20 Effetto delle collisioni Nello studio delle intensità delle righe è necessario tener conto del contributo dato dalle transizioni per collisione nei livelli eccitati di H ed He. Protoni: sono responsabili di transizioni con variazione del momento angolare (l) tra livelli con differenza di energia quasi nulla. Il contributo allemissione, importante ad alte N p : dove q è la probabilità di transizione per collisione per protone per unità di volume ( l =±1 ) Elettroni:efficaci per transizioni con variazione di n ( n =±1 )

21 Righe di emissione di metalli collisioni Lemissione in questo caso è causata dalle collisioni tra ioni ed elettroni, che determinano la transizione a livelli eccitati, seguita dal ritorno allo stato fondamentale con emissione di fotoni. Lintensità di una riga, nel limite di bassa densità N e : dove b è la frazione di eccitazioni al livello 2 che sono seguite dallemissione di un fotone alla v osservata, e È la probabilità di transizione.

22 Dipendenza da : casi A e B Le proprietà dello spettro dipendono dalla profondità ottica della nube alla lunghezza donda osservata. Si considerano 2 casi estremi: CASO A CASO A : nube sottile a tutte le righe di H. Si assume che tutti i fotoni emessi riescano a sfuggire senza essere assorbiti e determinare altre transizioni. Questa approssimazione è valida per la maggior parte delle righe. CASO B CASO B : nube spessa alla serie di Lyman di H. In questo caso si assume che ogni fotone Lyman sia assorbito e (se n 3) convertito in fotoni di serie inferiori (Ha, ad esempio). E chiaro che una nube reale si trovi in condizioni intermedie tra i 2 casi: simile a B per le righe Lyman inferiori e gradualmente più vicino ad A per n e.

23 Spettro continuo ottico E dovuto alla sovrapposizione di 3 contributi fondamentali: Transizioni free-bound Transizioni free-bound: cattura di elettroni termici al livello eccitato n. Bremsstrahlung termico Bremsstrahlung termico: elettroni accelerati da collisioni coulombiane con ioni positivi. Transizioni 2S 1S (2 fotoni) Transizioni 2S 1S (2 fotoni); livello 2S popolato sia da ricombinazioni dirette, sia da elettroni catturati a livelli superiori e decaduti con emissione di fotoni. Il contributo dominante al continuo è dato dallH. Per unab- bondanza di He pari al 10% di H (tipica) il contributo è dello stesso ordine se prevale, pari al continuo di H se prevale.

24 Determinazione spettroscopica delle proprietà delle regioni HII Lanalisi spettroscopica di una regione HII è fondamentale al fine di determinarne alcune caratteristiche importanti. Diverse sono le tecniche di analisi applicate sia a spettri in banda ottica sia in altre bande, in particolare radio, IR e UV ; in generale consistono nella determinazione delle intensità di righe e continuo, e in un opportuno confronto. I parametri oggetto di studio spettroscopico sono: temperatura equivalente della nube - temperatura equivalente della nube ( T nube 7.000K ); densità di elettroni - densità di elettroni ( ); temperatura della stella - temperatura della stella ( K < T < ); abbondanze relative allH - abbondanze relative allH (He 0.1 ; metalli )

25 Temperatura di una nube Rapporto di intensità di coppie di righe emesse da un solo ione, corrispondenti a livelli di partenza con energia di eccitazione diversa; in particolare, [OIII] ( )/ 4363 e [NII] ( )/ Non si possono usare le righe di H perchè hanno scarsa dipendenza da T. Rapporto tra il continuo di ricombinazione e lintensità di una riga; in particolare il continuo in corrispondenza di H Dalla determinazione del continuo radio.

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27 Densità di elettroni Si determina dal rapporto delle intensità di coppie di righe prodotte da un unico ione, da livelli con pressoché la stessa energia, ma diversa probabilità di transizione (radiativa o collisionale). Si utilizzano principalmente: [OII] 3729 / 3726 e [SII] 6716 / 6731 Molte regioni HII devono avere condensazioni di elettroni, perchè mostrano zone con densità N e maggiore della media.

28 Temperatura della stella il numero di fotoni emessi dalla nube in una particolare riga di emissione (H ad esempio) è direttamente proporzionale al numero di fotoni emessi dalla stella con frequenza v maggiore della frequenza soglia per tale riga. Se si assume che tutti i fotoni siano assorbiti dalla nube, il numero di fotoni emessi dalla nube in una particolare riga di emissione (H ad esempio) è direttamente proporzionale al numero di fotoni emessi dalla stella con frequenza v maggiore della frequenza soglia per tale riga. Un altro metodo (di Stoy) consiste nel determinare la radiazione complessiva di raffreddamento della nube, sottoforma di righe e di continuo, dal radio allUV. Appross. di Zanstra Appross. di Zanstra: stella con spettro di corpo nero. In realtà esistono modelli di atmosfera stellare più complicati.

29 ABBONDANZA DI ELEMENTI Labbondanza di un particolare ione nella nube si determina dallintensità relativa delle sue righe di emissione. In generale: spettro ottico H,He,N,O,Ne spettro UV C anche se non tutti gli stadi di ionizzazione sono osservabili in ottico ( esempio : [O IV ] e [O V ] hanno righe in IR e UV ). spettro radio, da righe di ricombinazione di H I e He I ad alto n, in nubi ad una sola regione di ionizzazione e.

30 Dipendenza da T: righe di ricombinazione Intensità di una riga emessa per ricombinazione: dove N i è la densità dello ione responsabile dellemissione. Esempio: Entro un intervallo limitato di temperatura, per tutte le righe di ricombinazione la dipendenza è della forma: i coeff. di emissione per ricombinazione non sono particolarmente sensibili a T e le abbondanze misurate non dipendono fortemente dalla T assunta.

31 Dipendenza da T: righe eccitate per collisione Righe eccitate collisionalmente sono le uniche disponibili per lo studio di elementi oltre a H,He. Come già visto: dove b è la frazione di eccitazioni al livello 2 che sono seguite dallemissione di un fotone alla v osservata, e i coeff. hanno maggiore sensibilità alla temperatura è necessario determinare anche la temperatura della nube prima di poter calcolare le abbondanze.

32 Modello di una nube modello Per ricavare le informazioni necessarie dalle intensità delle righe è anzitutto necessario stabilire la forma esatta dei coefficienti di emissione. Questi sono determinati in funzione di un opportuno modello di nube. Procedimento: Ipotesi riguardo: - stella ionizzante - distribuzione spaziale di densità - distribuzione spaziale di T Calcolo dei parametri: - grado di ionizzazione - coeff. di emissione Confronto con le osservazioni. Se le assunzioni fatte non portano a risultati consistenti con le osservazioni, il modello deve essere modificato.

33 Calcolo delle abbondanze per un modello scelto A. Modello semplice A. Modello semplice: nube omogenea con T e N e constanti. Fissata la temperatura, i coeff. di emissione hanno una forma definita labbondanza di un elemento si ricava direttamente dallintensità delle sue righe. B. Modello sofisticato B. Modello sofisticato: uso delle stesse osservazioni per adattare il più possibile il modello alla nube. E necessario considerare variazioni spaziali delle proprietà della nube, in particolare della temperatura. Si espande il coefficiente di emissione in funzione di T in serie di potenze fino al secondo ordine:

34 Per Integrando lungo la linea di vista: Il secondo termine: si cancella definendo: le derivate si ricavano analiticamente

35 In definitiva: dove si determina dallintensità delle righe. Dal rapporto tra le intensità di due righe di uno stesso ione: da cui:

36 osservando che: sia per righe di ricombinazione sia eccitate collisionalmente, si ricava il nuovo parametro in modo che: dove A e B sono opportune costanti note che dipendono dalla forma esatta dei coeff. di emissione e si ricavano da una derivazione accurata. rappresenta le fluttuazioni quadratiche medie normalizzate di temperatura e si ricava direttamente dalle osservazioni.

37 Supponendo di avere a disposizione i rapporti di intensità di due coppie di righe corrispondenti a ioni distinti, e nellipotesi che i due ioni abbiano la stessa distribuzione spaziale N i (s), allora si ricavano entrambi i parametri T 0 e da cui, usando la relazione precedente, si ricava labbondanza dei due ioni N i. Problema: è unapprossimazione dire che gli ioni abbiano la stessa distribuzione, perciò è necessario formulare ipotesi aggiuntive.Ad esempio si possono usare le righe: [OIII] e [NII] ma O è maggiormente concentrato vicino alla stella ionizzante di N.

38 Abbondanza totale di un elemento Una volta determinate le abbondanze dei singoli ioni, labbondanza totale di un elemento si determina dalla somma dei contributi dei suoi ioni in tutti gli stadi di ionizzazione. Ma Ma non sempre si osservano le righe di emissione di tutti gli stadi di ionizzazione. Tecniche: stime basate sui potenziali di ionizzazione e sullanalogia tra i vari stadi di elementi diversi; questa è una buona approssimazione, ma non tiene conto delle sezioni durto di fotoionizzazione e dei coeff. di ricombinazione uso di modelli complessi di fotoionizzazione che tengano conto delle proprietà della nube.

39 Determinazione di He (tecnica 1) La correzione si calcola empiricamente dalle intensità delle righe [SII] 6716, 6731, poiché S ha circa lo stesso potenziale di ionizzazione (23.4 eV) dellHe neutro(24.6 eV), da cui: Si trovano anche stime di abbondanze di He neutro dalle righe del [ClII] (Osterbrock, 1992). 0 +

40 Nelle altre galassie lo studio dellintensità delle righe negli spettri di regioni HII risulta essere un buon metodo per ottenere informazioni quantitative sullabbondanza di He e di metalli. Le misure di abbondanze mostrano che: il contenuto di He e di metalli varia da galassia a galassia, con una tendenza generale di aumento della concentrazione di metalli allaumentare dellabbondanza di He; tendenza delle regioni HII più ricche di elementi pesanti ad avere stelle ionizzanti più fredde e, a parità di campo di radiazione, grado di ionizzazione inferiore. Misura delle abbondanze: risultati

41 Abbondanze ed evoluzione stellare prodotti delle reazioni nucleari nelle stelle La naturale interpretazione della prima osservazione sta nel considerare che larricchimento della nube di elementi più pesanti dellH sia legato alla dispersione nel mezzo interstellare di prodotti delle reazioni nucleari nelle stelle, ovvero a formazione stellare non troppo recente ed evoluzione avanzata. disgregazione delle polveri In realtà non è semplice trarre delle conclusioni: parte dei metalli potrebbe venire da disgregazione delle polveri nelle regioni HII, anche se questo meccanismo sembrerebbe meno efficiente, in particolare per O e Ne.

42 Abbondanze ed He primordiale Se linterpretazione fosse esatta oggetti con abbondanza zero di metalli dovrebbero fornire una misura dellabbondanza di He primordiale oggetti con abbondanza zero di metalli dovrebbero fornire una misura dellabbondanza di He primordiale In assenza di oggetti di questo tipo, si ricorre ad altre tecniche. Esempio: estrapolazione del valore a metallicità nulla. Ricorrere a queste tecniche, implica unelevata accuratezza, sia nelle osservazioni,sia nellanalisi degli spettri: sono necessari modelli sofisticati che tengano conto di tutti i contributi allemissione nebulare, nonché delle proprietà specifiche delle nubi (cinematiche ad esempio).

43 Abbondanze e grado di ionizzazione Studi sulle regioni HII nelle galassie esterne mostrano una variazione del grado di ionizzazione in funzione dellabbondanza di metalli. Esempio: aumenta se labbondanza di O/H aumenta diminuisce diminuisce il rapporto OIII / OII In effetti, a parità di campo di radiazione, i fotoni disponibili per ionizzare lossigeno una seconda volta sono minori, e lOIII rimane concentrato in una piccola regione intorno alla stella. diminuisce Il grado di ionizzazione diminuisce.

44 NGC 1976: la nebulosa di Orione La Nebulosa di Orione, in quanto regione HII più brillante e vicina alla Terra, è la più studiata, in particolare la parte centrale vicino alle stelle del Trapezio.

45 Struttura di NGC 1976 La nebulosa ha una struttura complicata, come risulta chiaro dalle immagini e confermato da studi in tutte le bande: altamente disomogenea: generalmente più densa vicino alle stelle del Trapezio, ma con condensazioni su tutte le scale; non statica: si descrive come una nube di gas il cui fronte di ionizzazione è in espansione entro una adiacente nube molecolare estesa (la cui presenza è attestata da osservazioni radio), come mostrato nello schema a lato.

46 Dati osservativi: Osterbrock, 1992 Sono riportati in seguito i risultati delle osservazioni di una particolare regione di Orione, appena a Nord del Trapezio, tratti dallarticolo: Faint emission lines in the spectrum of the Orion nebula and the abundances of same rarer elements- Osterbrock, Tran, Veilleux I dati si riferiscono ad analisi di spettri dallUV allIR. Parte delle intensità misurate è riportata in tabella. Le intensità delle righe non risolte sono state determinate fittando il profilo complessivo con la sovrapposizione di due curve gaussiane alla lunghezza donda attesa.

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48 Estinzione interstellare estinzione polveri La riduzione dei dati osservativi comporta la correzione dei flussi per una serie di fattori, tra cui, in particolare, lestinzione causata dallassorbimento delle polveri. La regione di Orione, inclusa la NGC 1976, oltre a soffrire di estinzione significativa, mostra deviazioni evidenti nella curva di estinzione rispetto agli andamenti tipici per le stelle OB entro 1kpc dal Sole, in particolare agli estremi della banda di osservazione.

49 Calcolo dellestinzione Uso della curva di estinzione delle stelle del Trapezio, normalizzata alla quantità totale di estinzione La forma della dipendenza dellestinzione dalla lunghezza donda non si può ricavare dalle misure stesse di flussi nebulari. Uso della curva di estinzione delle stelle del Trapezio, normalizzata alla quantità totale di estinzione. Si tratta di unapprossimazione, in quanto le stelle sono sorgenti puntiformi, mentre la nube è estesa. La quantità di estinzione si ricava confrontando i rapporti di flussi di particolari righe ottenuti dalle misure con valori noti delle stesse. In particolare righe di H (serie di Balmer e Pashen). Osterbrock: A V = 1.15 (media) E (B-V) =0.21 Valori ottenuti assumendo per la nube: T=9000K e N e =

50 Abbondanze finali I valori tra quadre sono soggetti a correzione per ionizzazione, perché elementi di cui non sono state osservate righe o perché il contributo di ioni non visibili è superiore al 50%. In particolare per He si è calcolata una correzione da righe di S e Cl (tecnica 1 vista in precedenza) pari a 0.13 (relativa a HII).

51 Confronto con le abbondanze solari Le osservazioni di Osterbrock relative allarticolo citato sono indirizzate ad unanalisi delle righe di emissione più deboli di elementi rari. E possibile fare un confronto con le abbondanze solari, da cui si osserva che i valori sono simili, ad eccezione di Fe e Ni. probabilmente questi metalli sono inglobati in particelle di polvere, che sopravvivono anche in prossimità delle stelle del Trapezio.

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