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Unità Didattica 6 Spettroscopia delle nebulose Novembre 2012.

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Presentazione sul tema: "Unità Didattica 6 Spettroscopia delle nebulose Novembre 2012."— Transcript della presentazione:

1 Unità Didattica 6 Spettroscopia delle nebulose Novembre 2012

2 Spettroscopia delle nebulose: come si inquadrano le nebulose nelle strutture cosmiche conosciute? Il mezzo interstellare (ISM, inter-stellar matter) contenuto nelle galassie rappresenta un gradino intermedio tra l'astrofisica della singola stella e quella di una galassia. Le stelle infatti si formano in seguito al collasso delle nubi del mezzo interstellare. Lo studio della struttura ed evoluzione dell'ISM e della formazione stellare è quindi necessario per capire la formazione delle galassie come sistemi di stelle. Le nebulose sono strutture tipiche del mezzo interstellare. Prima di esaminarne le caratteristiche e i meccanismi fisici in esse presenti facciamo conoscenza con la polvere interstellare diffusa che è parte di molte nebulose e che ha comunque grande importanza sia dal punto di vista della formazione stellare quanto dal punto di vista osservativo.

3 Dal punto di vista osservativo, risulta della massima importanza la polvere interstellare diffusa. Questa assorbe e arrossa la luce delle stelle; come vedremo in seguito, il non tenere conto di questo effetto induce un errore sistematico sulla ricostruzione della struttura della Galassia, nonché della distribuzione delle galassie esterne alla nostra. La prova dell'esistenza di assorbimento interstellare fu trovata da Trumpler nel1930, utilizzando la relazione tra diametro angolare e luminosità apparente (ovvero flusso totale) di ammassi stellari aperti. Il diametro angolare di un ammasso diminuisce con l'inverso della distanza, per cui il suo quadrato dovrebbe essere in relazione lineare con la luminosità apparente. Trumpler notò che gli ammassi più piccoli e meno luminosi, e quindi in media più lontani, tendono ad essere meno luminosi del dovuto. Questo è dovuto, come crediamo oggi, al fatto che la luce è assorbita da una componente diffusa di polvere interstellare.

4 Perche polvere e non altro? La presenza di gas neutro o debolmente ionizzato lungo la linea di vista indurrebbe, nello spettro osservato di una stella, righe di assorbimento in posizioni che non corrispondono al resto delle righe della stella (che in genere non sarà a riposo rispetto a tale gas). Invece i grani di polvere, che sono di dimensioni confrontabili con la lunghezza d'onda dell'UV, assorbono (o deviano) preferenzialmente la luce UV e blu, lasciando passare la luce rossa. Questo assorbimento non crea alcuna riga.

5 Effetti della polvere : Estinzione : la luce delle stelle viene assorbita dai grani, che si riscaldano, oppure viene deviata dalla linea di vista. Arrossamento : l'estinzione preferenziale della luce blu/UV influenza i colori delle stelle, spostandoli verso il rosso* ; * Non è lo spostamento Doppler, ma il far variare gli indici di colore Polarizzazione : i grani di polvere sono in generale non sferici ed in rotazione. Un campo magnetico può quindi allinearli, rendendo l'assorbimento dipendente dalla polarizzazione della luce incidente; la luce assorbita risulta quindi polarizzata. Riflessione : quando la polvere circonda una stella, la luce deviata dalla linea di vista è visibile come luce diffusa bluastra. Questa componente è in genere polarizzata.

6 La quantità di polvere presente nel disco della Galassia risulta circa volte la massa in stelle

7 Estinzione

8 La presenza di gas neutro interstellare diffuso può essere notata grazie alla presenza di righe di assorbimento che appaiono non essere in relazione con la stella che si osserva. Lo studio del gas neutro, o in altre parole delle regioni HI, è stato possibile grazie alle osservazioni radio. Infatti, l'HI in condizioni di bassissima densità (siamo in genere sui 10 atomi per cm 3 ) emette una riga proibita, alla lunghezza d'onda di 21 cm. Questa riga è dovuta ad una transizione connessa alla struttura iperfine dell'idrogeno: sia il protone che l'elettrone hanno spin e momento magnetico, e la configurazione con gli spin allineati risulta energeticamente meno vantaggiosa di quella a spin opposti. Questa riga di emissione cade in una regione dello spettro dove è facile da riconoscere. (inversione dello spin) ALTRE COMPONENTI DELLISM

9 Queste righe si presentano sia in assorbimento, quando alle spalle si trova una sorgente radio con un continuo importante, sia in emissione. In particolare, in emissione è tipicamente possibile notare due componenti, una stretta ed una debole ma larga. Questa evidenza viene interpretata nella seguente maniera: l'ISM è un mezzo a due fasi, una fredda (righe spettrali strette) con T ~10 2 K e n ~10 cm -3, distribuita in nubi, ed una calda diffusa, con T ~ 10 4 K e n ~ 0.1 cm -3. La fase calda, che è anche più rarefatta, mantiene confinate, ovvero in equilibrio di pressione, le nubi fredde, le quali sono troppo piccole per essere autogravitanti. Studi successivi hanno mostrato l'esistenza di una terza fase molto calda, con T ~ 10 6 K e n ~ 10 cm -3

10 La formazione stellare parte dal collasso di una nube di gas. Una nube collassa se la sua autogravità è sufficiente a superare la pressione termica: l'energia totale della nube (termica + gravitazionale) deve essere negativa. Consideriamo una nube sferica di gas perfetto, per semplicità uniforme, di raggio R, volume V = 4 R 3 /3, massa M, temperatura T, densità = M/V e peso molecolare. Perché la nube collassi la sua energia totale deve essere minore di zero. Scrivendo l'energia termica come e l'energia gravitazionale come la condizione si traduce in una condizione sulla massa della nube:

11 Tabella riassuntiva di alcune componenti dell ISM e del loro comportamento in relazione alla formazione stellare

12 L'ISM si manifesta in molti oggetti visibili singolarmente, generalmente associati a stelle giovani e brillanti o a stelle morenti. Nebulose oscure : in alcuni punti la luce di fondo delle stelle o delle regioni HII (vedi sotto) è completamente bloccata da piccole nubi molto dense, di forma irregolare o a volte sferoidale. Sono molto numerose nei grandi complessi di formazione stellare, ma si possono trovare anche come buchi nel cielo", regioni dove non si vede nessuna stella. Nebulose a riflessione : l'ISM attorno ad alcune stelle (tipicamente) giovani è visibile tramite la radiazione riflessa dalle polveri. Questa radiazione presenta uno spettro con le stesse righe di assorbimento della stella, è molto blu, ed è polarizzata.

13 HST

14

15

16 Orion nebula (M42) Nebulosa di Orione

17 Il Cielo come laboratorio- Spettroscopia delle nebulose Horsehead nebula Nebulosa Testa di Cavallo

18 Regioni HII : le stelle molto luminose, di tipo O e B, sono spesso circondate da regioni di idrogeno ionizzato, che emettono uno spettro caratteristico, dominato da righe di emissione. (sfera di Stromgren) Nebulose planetarie : sono gli inviluppi delle stelle medio-piccole, espulsi alla fine della fase di gigante asintotica. Resti di supernova : sono causati dall'onda d'urto generata dall'esplosione di supernove. La loro emissione proviene sia da un inviluppo diffuso (radiazione di sincrotrone), sia da una rete di filamenti di gas confinato dai campi magnetici NEBULOSE A EMISSIONE

19 Le Pleiadi (Open Cluster) Nebulosa a riflessione (tipico colore blu)

20 Helix Nebula Planetary Nebula

21 M1- Crab Nebula (Supernova Remnant)

22 I vari meccanismi di solito coesistono, di modo che in una regione nebulare si possono notare contributi di tutti i tipi, alcuni dei quali saranno predominanti e daranno quindi il carattere principale alla nebulosa osservata. Il carattere principale della nebulosa, che può risultare evidente anche ad un semplice esame visivo, è definitivamente descritto dallesame della luce che da essa proviene, cioè dal suo spettro. Il tipo di spettro della luce proveniente da una sorgente è infatti intimamente connesso alle condizioni fisiche in cui la sorgente si trova, al tipo stesso di sorgente ed alla geometria del sistema che è sotto la nostra osservazione.

23 Tipi fondamentali di spettri

24 n=1 n=2 n=3 n=4 n=5 Livelli denergia nellatomo di H Latomo come uno stadio !

25 n=1 n=2 n=3 n=4 n=5

26 n=1 n=2 n=3 n=4 n=5

27 velocità della luce c = 3 x cm s λ (eV)10.2ΔEEE 1n 2n (eV) n 1 n EE Å costante di Planck h = 6.6 x erg s

28 Il Cielo come laboratorio- Spettroscopia delle nebulose Attenzione Non tutti i salti fra livelli denergia sono permessi Esistono delle regole, dette regole di SELEZIONE, imposte dalla meccanica quantistica! 1216 Å 1015 Å 6563 Å 4861 Å Atomo di H

29 Le transizioni Transizioni fra stati legati (bound-bound) Transizioni fra stati legati e stati liberi ( bound-free, free-bound) Transizioni fra stati liberi (free-free) A 0 = AI A + = AII A ++ = AIII A +++ = AIV

30 transizioni fra stati legati

31 transizioni fra stati legati e liberi

32 transizioni fra stati liberi A+A+ e-e-

33

34 La fotoionizzazione E0E0 K=1/2 m e v 2 Energia cinetica Energia di ionizzazione Bound-Free

35 Condizione per avere fotoionizzazione: S N O He 13.6 H IVIIIIII Potenziali di ionizzazione (eV) cioè

36 La probabilità che un fotone ionizzante ( > 0 ) sia catturato da un atomo è uguale per qualsiasi fotone ionizzante di qualsiasi frequenza? NO! Essa dipende da -3, cioè è più bassa per fotoni ad alta frequenza, ossia per fotoni molto energetici.

37 Righe di ricombinazione La probabilità che un elettrone libero (con velocità v) sia catturato da un atomo è uguale per qualsiasi elettrone di qualsiasi velocità? NO! Essa dipende da v -2, cioè è più bassa per elettroni ad alta velocità, ossia per elettroni con energia cinetica elevata.

38 Ricombinazione a livello fondamentale Ricombinazione a cascata

39 emissività della riga energia del fotone emesso (erg) densità di atomi con elettroni a livello m (cm -3 ) probabilità di transizione spontanea dal livello m a livello n (s -1 ) Quanto impiega un elettrone a scaricarsi dal livello 2 al livello 1? n m

40 r Intensità di una riga di ricombinazione densità di colonna (cm -2 )

41 2 4 3 Decremento di Balmer 0.16 I H /I H 0.26 I H /I H 0.47 I H /I H 2.87 I H /I H T= K Popolazione dei Livelli

42 Il Cielo come laboratorio- Spettroscopia delle nebulose H H H

43 Nube di H H+H+ H0H0 H + + H 0 Stella centrale RsRs Sfera di Strömgren I primi fotoni ionizzanti ad essere catturati saranno quelli con = 0, gli ultimi saranno quelli più energetici, cioè con >> 0, i quali si saranno allontanati di più dalla stella.

44 I fotoni ionizzano l'idrogeno in una sfera il cui raggio viene determinato dall'equilibrio tra la ionizzazione e la ricombinazione degli atomi di idrogeno: Se è il numero di ricombinazioni dell'idrogeno per unità di volume e di tempo ( essendo il coefficiente di ricombinazione n p ed n e le densità in numero di protoni ed elettroni, supposti uguali) ed N * il numero di fotoni ionizzanti emessi dalla stella nell'unità di tempo, il raggio della Sfera di Stromgren deve essere tale che: Del resto è: Quindi: Raggio di Stromgren

45 Stelle di tipo spettrale maggiore di B emettono troppo pochi fotoni ionizzanti per generare sfere di Stromgren significative. Allora: Da cui infine:

46 Raggio della sfera di Strömgren (pc) Numero di fotoni ionizzanti (s -1 ) Densità di idrogeno (cm -3 ) Temperatura superficiale della stella (K) 13 x B1 82 x O9 127 x O7 245 x O5 R s (pc) Q H (s -1 ) T (K) Tipo spettrale N H =10 cm -3

47 Le righe Proibite Una riga proibita si origina quando un elettrone, in un atomo eccitato, salta da un livello metastabile ad un livello ad energia minore. In circostanze normali (alte densità di particelle >10 8 per cm 3 ) un tale elettrone sarebbe immediatamente rimosso dal livello metastabile per collisione e non avrebbe il tempo di emettere un fotone. In una situazione come quella delle nebulose planetarie, il tempo medio tra le collisioni va da 10 a sec, e quindi, quando ioni come OII ed OIII, NII si portano ad un livello metastabile mediante essi permangono indisturbati fino a procedere ad una comune transizione radiativa. Una grande frazione degli ioni fortemente eccitati possono possedere tali livelli molto popolati e praticamente ogni ione scende al livello fondamentale mediante emissioni proibite. D'altra parte i livelli metastabili sono assai comuni, e le transizioni proibite rendono conto di una grande frazione, anche il 90% o più, dell'emissione di nubi di gas a bassissime densità (regioni HII, nebulose planetarie, corona solare, AGN). vedi appunto in formato pdf, in inglese, scaricabile dal sito

48 Il Cielo come laboratorio- Spettroscopia delle nebulose Attenzione Non tutti i salti fra livelli denergia sono permessi Esistono delle regole, dette regole di SELEZIONE, imposte dalla meccanica quantistica. In base a tali regole, la probabilità di alcune transizioni è estremamente bassa, non nulla! 1216 Å 1015 Å 6563 Å 4861 Å Atomo di H

49 Righe proibite 4959 Å 5007 Å 4363 Å [O III] Livelli metastabili

50 Il Cielo come laboratorio- Spettroscopia delle nebulose [O III ] [O I ][S II ] [N II ] He I H [O II ] [Ne III ] [O III ] H H He II M 57

51 eV

52 Eccitazione-diseccitazione per urto (collisionale) Vedere file a parte

53 Le collisioni fra atomi (neutri o ionizzati) ed elettroni liberi sono responsabili della formazione delle righe proibite. In realtà esiste una probabilità di transizione spontanea anche nelle righe proibite, ma questa è molto più bassa che nel caso delle righe permesse.

54 Che valore deve avere la densità elettronica N e per consentire di osservare una transizione proibita fra due livelli m e n ? N e è troppo bassa poche eccitazioni n m poche diseccitazioni m n dominano le transizioni spontanee N e è troppo alta dominano le collisioni eccitazioni da n e m verso livelli superiori a m pochi atomi con elettroni al livello m Densità critica N c Esiste un valore di N c per ogni riga proibita Le righe proibite raggiungono la max intensità per N e =N c

55 Le condizioni fisiche in una nebulosa Le condizioni fisiche di una nebulosa sono definite da 4 parametri principali: Temperatura elettronica T e Densità elettronica N e Grado di Ionizzazione X Abbondanze Chimiche Il metodo più usato per la determinazione della Temperatura nelle nebulose è quello basato sul confronto tra le intensità delle righe cosiddette nebulari e aurorali, in particolare quelle dello OIII (4363 aurorale e nebulari) e del NII (5755 e ).

56 1S 0 1D 2 3P Aurorale Nebulare Transaurorale Righe Proibite dell OIII 0 1 2

57 Per l [OIII] si ottiene, a seconda che si considerino situazioni di bassa o alta densità: In maniera analoga, per [NII]:

58 Misura di T e Utilizzando le righe di [O III] a 4363, 4959 e 5007 Å si ottiene:

59 Per N e < 10 5 cm -3 questo rapporto è funzione solo di T e :

60 Misura di N e I 6716 /I 6731 dipende molto da N e e poco da T e Se N e è bassa: Se N e è alta: Utilizzando le righe di [S II] a 6716 e 6731 Å (transiz. 3D-4S) si ottiene:

61 In alternativa si può utilizzare il doppietto dellOII (stessa transizione) per cui: (Vedi diagramma precedente). La determinazione delle abbondanze chimiche segue poi, una volta determinate temperatura e densità, sempre a partire dallintensità delle righe di emissione.

62 Un grazie per lattenzione.

63

64 Formazione degli spettri stellari Il passaggio della Rad. EM fotosferica attraverso le atmosfere stellari determina laspetto degli spettri. La presenza e lassenza di righe atomiche di data λ dipendono dal numero e dallabbondanza degli atomi presenti nellatmosfera stessa, dal loro tipo, nonché dalle condizioni fisiche (T, P, etc.) che regnano nellatmosfera stellare. Gli atomi possono essere al livello fondamentale o eccitati, possono essere neutri o ionizzati. In condizioni di equilibrio termico il rapporto tra il numero N i di atomi al livello i e quello N o di atomi al livello fondamentale è:

65 Allora: Mentre, il rapporto tra N i ed il n° totale di atomi di un certo tipo è:

66 dimostrazione

67 Ha molta importanza il Grado di Ionizzazione. Il fatto di vedere negli spettri stellari certe righe, piuttosto che altre, non dipende tanto dalla composizione chimica, quanto dal diverso grado di ionizzazione ed eccitazione del materiale. Non è difficile valutare, statisticamente, il rapporto tra il numero N r+1 di atomi ionizzati r volte ed il numero N r di atomi ionizzati r-1 volte. Tale rapporto dipende (in condizioni di equilibrio) da: Potenziale di Ionizzazione: più è elevato e più difficile è strappare elettroni; Temperatura Atm.: al suo crescere, crescono densità ed energia dei fotoni e quindi il Grado di Ionizzazione; Pressione: al suo crescere, diminuisce il Libero Cammino Medio e la ricombinazione tende a far diminuire il Grado di Ionizzazione

68 Nel 1923, SAHA eseguì il calcolo (fra atomi neutri e I ionizzazione): X = Grado di Ionizzazione (rapporto fra il n° degli ioni ed il n° totale di atomi neutri più gli atomi ionizzati ) V = Potenziale di ionizzazione T = temperatura del mezzo X = 0 nessun atomo ionizzato X = 1 nessun atomo neutro La formula di Saha mostra che X aumenta al crescere di T e diminuisce (a parità di T) col crescere di V e P. Per gli stadi successivi di ionizzazione si ha:

69 N r+1, N r atomi ionizzati r ed r-1 volte V r potenziale di ionizzazione r – ma T temperatura P e Pressione elettronica B r+1, B r funzioni di ripartizione Es1: Qual è il n° relativo di atomi di Silicio nel I stadio di ionizzazione in Sirio ? E:T = 10 4 °KP e = 200 dineV 1 = 8.11 volt Cioè 1660 atomi ionizzati per ogni atomo neutro.

70 Qual è il n° di atomi neutri di H allo stato 2 (serie di Balmer) a 2500 °K? Cioè il n° di atomi nelle condizioni volute è praticamente infinitesimo. A °K invece: che è una frazione considerevole. Crescendo T dovrebbe crescere N 2 /N 1, ma in realtà cala il numero N degli atomi neutri (ionizzazione ed eccitazione al livello 2), il massimo si ha a °K. A temperature maggiori predomina la ionizzazione, a temperature inferiori la scarsa eccitazione.

71 A parità di T e V entra in gioco la pressione, che è minore nelle stelle giganti e supergiganti, con atmosfere estesissime e bassa gravità. Poiché X, a parità di T, diminuisce al crescere di P, ne consegue che il medesimo grado di ionizzazione sarà raggiunto nelle stelle giganti con temperatura più bassa che nelle nane. Grado medio di ionizzazione significa pressapoco tipo spettrale. Le stelle Supergiganti e giganti hanno quindi, a parità di tipo spettrale, una temperatura di ionizzazione inferiore a quella delle nane. Ritorno


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