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Perche IR e mm?. 1.Le nubi molecolari contengono polvere Regioni di estinzione molto grande Lestinzione diminuisce al crescere della lunghezza donda.

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Presentazione sul tema: "Perche IR e mm?. 1.Le nubi molecolari contengono polvere Regioni di estinzione molto grande Lestinzione diminuisce al crescere della lunghezza donda."— Transcript della presentazione:

1 Perche IR e mm?

2 1.Le nubi molecolari contengono polvere Regioni di estinzione molto grande Lestinzione diminuisce al crescere della lunghezza donda

3 Why Infrared ?

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5 Perche IR e mm? 1.Le nubi molecolari, i cores molecolari, le protostelle, i dischi circumstellari, i pianeti, etc. sono freddi – emettono solo a bassa frequenza = B (T) k

6 Righe IR e millimetriche 1.Nubi molecolari, cores, etc: T~10 K max ~ 500 microns –Righe di molecole, anche complesse, nel millimetrico –(CO, H2) 2.Dischi circumstellari: T= K –DallIR vicino al millimetrico, molecole e polvere –(CO) 3.Interfaccia tra nubi molecolari e regioni HII: T~1000K –Righe di elementi neutri e ionizzati una volta nel lontano IR – (CII, OI) –Righe vibrazionali dellH2 –(PAHs) 4.Regioni HII estinte: T=10000K –Righe di elementi ionizzati –(HII, NII, SII)

7 njninjni h ji A 21 = emissione spontanea (s -1 ) B 12 J = eccitazione radiativa (s -1 ) B 21 J = emissione stimolata (s -1 ) C 12 = rate di eccitazione collisionale (cm 3 s -1 ) C 12 =C 21 g 2 /g 1 exp(-h /kT) Un atomo / molecola a 2 livelli in generale, le collisioni dominanti sono con gli elettroni se il gas e molto neutro, le collisioni avvengono con H o H 2 n 1 (n e C 12 + B 12 J ) = n 2 (n e C 21 + A 21 + B 21 J ) Se I processi radiativi sono trascurabili LTE La popolazione dei livelli dipende dal campo di radiazione: un sistema di equazioni non lineari

8 Equazione del trasporto

9 Il campo di radiazione J e dominato dalla emissione di riga (riga otticamente spessa) n 1 n e C 12 = n 2 (n e C 21 + A 21 esc ) probabilita di fuga di un fotone di riga Riga molto opaca ( esc =0) LTE Riga trasparente ( esc =1) caso standard In generale: un sistema di equazioni non lineari ( esc dipende da n 1 )

10 Che cosa e la probabilita di fuga? andamento asintotico Se S e ~ cost. Large velocity gradient (LVG) e una quantita locale S

11 T riga sottile 21 =1 riga spessa 21 I 21 massa del gas I 21 superficie Un gas in LTE emette righe!

12 T Emissione o assorbimento? gas freddo (TgasTstar) emissione E se Tgascost? T Per avere righe di assorbimento occorre una sorgente continua di background Emissione T Assorbimento Assorbimento ed emissione

13 Dischi circumstellari 1.Il disco e scaldato dalla radiazione stellare: LA SUPERFICIE E PIU CALDA DEL MIDPLANE RIGHE IN EMISSIONE ! CO v=2-1 in HD141569

14 superficie midplane Se un disco e molto attivo

15 Se un disco e molto attivo Il midplane diventa piu caldo della superficie Righe in assorbimento V1515 Cyg

16 Se il gas ha un campo di velocita? Vento stellare assorbimento blu Gas in accrescimento assorbimento rosso Profili P-Cygni

17 Rotazione e campo magnetico Accrescimento e perdita di massa avvengono simultaneamente nelle stelle T Tauri Accrescimento di materia sulla stella Espulsione di materia dal disco

18 Esistono cores in collasso gravitazionale? Si, ma e stato molto difficile trovarli Di Francesco et al NGC133- IRAS4

19 Kinematical detection of infalling gas TrTr TbTb 1.E possibile rivelare i moti di infall del gas molecolare mediante losservazione di traccianti accuratamente selezionati

20 Perchè è stato così difficile rivelare infall? 1.Le prime osservazioni sono state rivolte alle molecole più abbondanti (e.g. CO) 2.Sono stati rivelati moti di diverse decine di km/s... …ma nel verso sbagliato!! Snell et al. 1980

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23 fine 1.Perche osservare a grandi lunghezze donda 2.Popolazione dei livelli, probabilita di fuga 3.Righe di emissione e di assorbimento 4.Ex: righe di emissione e di assorbimento nei dischi circumstellari 5.Profili P-Cygni (blushifted, reshifted) 6.Ex: infall and outflows nelle stelle di pre-sequenza principale; accrescimento magnetosferico 7.Ex: Cores molecolari in collasso


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