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 E' chiamata free-free perche' l'elettrone, pur emettendo energia, passa da uno stato non-legato ad un altro non-legato Emissivita' specifica (assumendo per gli elettroni una distribuzione di velocita' maxwelliana): Log ν Log Sν ~ ν 2 ~ cost (~ ν -0.1) Ott. spessa sottile = Fattore di Gaunt medio (Tabulato)

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): ν -α ν 5/2 Log Sν dove Ott. spessa Ott. sottile Caratteristiche rilevanti: collimata e fortemente polarizzata 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 Ewen & Purcell, 1951, Nature 168, 356 Muller & Oort, 1951, Nature 168, 357 Hendrik “Henk” van de Hulst (1948)

Manifestazioni nel radio delle nebulose gassose Emissione a λ = 21 cm da regioni HI e S N e N S Transizione spin flip p N S Fotone con λ = 21 cm p N S

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|| Nube di HI S 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 Sorgente intensa di continuo S Riga 21 cm in emissione Parte larga Mezzo intranubi Nube HI Mezzo intranubi T > 1000 K Nube HI T ~ 70 K S 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 n ~ 10 cm-3 T ~ 102 K Nube n ~ 10-1 cm-3 T ~ 104 K Mezzo fra le nubi Soft X-rays Troppo deboli? o Mancano la distribuzione di alcuni livelli di ionizzazione aspettata) Modello a due fasi dell'ISM

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 Grano di polvere H H

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) λ = 0.87 mm (ν = 345 GHz) λ = 1.3 mm (ν = 230 GHz) λ = 2.6 mm (ν = 115 GHz) J=0 J=1 J=2 J=3 CH+ + O CO + H+ OH + C+ n(CO) n(H) ~ 10-7 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 MASER 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 Microwave Amplification by the Stimulated Emission of Radiation Laser Light Amplification by the Stimulated Emission of Radiation E2 E1 Equilibrio termodinamico (LTE): n1 > n2 (Boltzmann) Mezzo interstellare (non-LTE, normally) n1 >> n2 E2 E1 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. CH3CH2OH D.O.C. 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...