Il Mezzo Interstellare (ISM) Andrea Tarchi Istituto di Radioastronomia - CNR Osservatorio Astronomico - INAF Cagliari

La scoperta della polvere interstellare William Herschel (1738-1822) Rotazione assiale di Marte e Giove Scoperta di Urano "Holes in the sky"

La scoperta della polvere interstellare Coalsack Nebula

La scoperta della polvere interstellare ASSORBIMENTO? William Herschel (1738-1822) Rotazione assiale di Marte e Giove Scoperta di Urano "Holes in the sky"

La scoperta della polvere interstellare Robert Julius Trumpler (1886-1956) Studi su distanze, dimensioni e distribuzione spaziale degli ammassi stellari aperti (Trumpler 1930) Polvere interstellare

La scoperta della polvere interstellare a) Gli ammassi lontani sono TUTTI intrinsecamente più grandi? b) Effetto di selezione? c) Gli ammassi lontani sono TUTTI intrinsecamente più deboli? d) Aumento dell'oscuramento con la distanza?

La polvere interstellare La polvere interstellare (interstellar dust) è composta di grani di silicati (es. sabbia) o composti contenenti carbone (es. grafite). La polvere interstellare provoca: l'estinzione (extinction) della luce stellare attraverso una combinazione di assorbimento e scattering l'arrossamento (reddening) della luce stellare a causa della dimensione dei grani (< della λ ottica) la polarizzazione (polarization) della luce stellare eliminando la luce con vettore di polarizzazione || all'asse maggiore del grano

La scoperta del gas interstellare J. Hartmann (1904) "Investigations on the spectrum and orbit of delta Orionis" Linee di assorbimento Ca ionizzato `stazionarie' verso un sistema binario origine esterna al sistema? Spostamento `fisso' dovuto a componente || alla l.o.s. della velocita' della nube, ma varia su tempi scala > di quelli del periodo orbitale della binaria

La scoperta del gas interstellare Le righe interstellari erano piu' strette di quelle delle fotosfere stellari. Le velocita' radiali dell'assorbimento mostravano la doppia sunusoide, ma con ampiezza corrispondente alla meta' della distanza della stella. Il gas assorbente e' relativamente freddo, composto da nubi diffuse Lo spazio interstellare non e' vuoto!!!

Diverse manifestazioni nell'ottico delle nebulose gassose Polvere e gas nello spazio interstellare sono mischiati in nubi chiamate Nebulose gassose (gaseous nebulae) La polvere e' percentualmente poca (Galactic dust-to-gas mass ratio ~ 1%), ma e' importante per il suo forte effetto oscurante

Diverse manifestazioni nell'ottico delle nebulose gassose L'aspetto delle Nebulose gassose dipende dalla: frequenza a cui vengono osservate loro distanza dalle stelle circostanti

Diverse manifestazioni nell'ottico delle nebulose gassose Dark Nebulae Horsehead Nebula Bok globules in IC2948 Dark nebulae B92 and B93 in Sagittarius Bloccano la luce delle stelle Sono gli `holes in the sky' di Herschel Qualche stella e' di fronte Sono siti di formazione stellare Hanno forme regolari Sono auto-gravitanti Siti di formazione stellare?

Diverse manifestazioni nell'ottico delle nebulose gassose Reflection Nebulae Un gas o della polvere circondanta da una o piu' stelle puo' brillare di luce riflessa (Hubble; Russell 1922) La reflection nebula risulta piu' blu a causa dello "scattering selettivo" Le Pleiadi

Diverse manifestazioni nell'ottico delle nebulose gassose Planetary Nebulae La planetary nebula e' simile ad una regione HII, ma l'oggetto eccitante e' un stella calda nelle sue fasi evolutive finali E' solitamente piu' densa e compatta di una regione HII visibile nell'ottico

Diverse manifestazioni nell'ottico delle nebulose gassose Thermal Emission Nebulae (HII Regions) Gli atomi di idrogeno in una nube interstellare vicino ad una stella calda (di tipo spettrale O o B) e' esposta a forte radiazione UV Se l'energia dei fotoni > limite Lyman = 13.6 eV (=91.1 nm) -> HI diventa HII Sfera di Stromgren: volume dove la radiazione stellare mantiene l'equilibrio fra ionizzazione e ricombinazione dell'H 30 Doradus Nebula; the Tarantula

Diverse manifestazioni nell'ottico delle nebulose gassose Thermal Emission Nebulae (HII Regions) Le ricombinazioni producono: fluorescenza p + e- H eccitato Cade nello stato fondamentale ed emette vari fotoni Un fotone Lyman -> fotone di riga Lyman α + fotone di riga Balmer + fotoni di continuo o riga con energie piu' basse

Diverse manifestazioni nell'ottico delle nebulose gassose Thermal Emission Nebulae (HII Regions) Quindi, se: un fotone Lyman -> fotone di riga Lyman α + fotone di riga Balmer + fotoni di continuo o riga con energie piu' basse Misurare il flusso de fotoni Balmer (nel visibile) Misurare il flusso UV (H. Zanstra) La temperatura superficiale della stella es. > 104 K per le planetary nebulae; cores di stelle evolute

Diverse manifestazioni nell'ottico delle nebulose gassose Thermal Emission Nebulae (HII Regions) Collisioni possono riscaldare le regioni HII (cessione di energia cinetica portata da elettroni liberi con eccesso di energia) Collisioni possono raffreddare le regioni HII (eccitazione di atomi non completamente ionizzati, es. O, che si diseccitano radiativamente emettendo fotoni che scappano via) Dall'equilibrio fra riscaldamento e raffreddamento: HI region 104 K 102 K HII region

Diverse manifestazioni nell'ottico delle nebulose gassose Thermal Emission Nebulae (HII Regions) A temperature di 104 K le collisioni sono troppo deboli per eccitare l'H, ma possono farlo con atomi relativamente abbondanti, es. OII, SII, OIII In condizioni di forte rarefazione la diseccitazione puo' avvenire radiativamente e non come di solito avviene sulla Terra collisionalmente (a causa della densita') o in laboratorio (a causa del basso numero di particelle) Linee proibite [Forbidden lines] (Bowen 1927) (es. Green lines [OIII]λ4959; [OIII] λ5007..."nebulium")

Diverse manifestazioni nell'ottico delle nebulose gassose Thermal Emission Nebulae (HII Regions) Dal momento che le Forbidden Lines si originano principalmente da collisioni, dalla loro intensita' si possono derivare per le regioni HII ottiche. Esiti principali Densita' (n ~ 10-103 particelle cm-3) Temperature (T ~ 104 K) Composizione chimica (simile a quella delle stelle di Pop. I)

Diverse manifestazioni nell'ottico delle nebulose gassose Nonthermal Emission Nebulae (Supernova Remnants) The "Leviathan of Parsontown", in Birr Castle (72" speculum mirror) William Parsons (1800-1867), the Third Earl of Rosse

Diverse manifestazioni nell'ottico delle nebulose gassose Nonthermal Emission Nebulae (Supernova Remnants) Parte amorfa: Synchrotron radiation Parte filamentare: Similar to HII regions Crab Nebula

Diverse manifestazioni nell'ottico delle nebulose gassose Nonthermal Emission Nebulae (Supernova Remnants) Filamenti Spostamento Doppler delle righe di emissione Moti propri dei filamenti Duncan 1921 Espansione isotropa da un debole oggetto centrale Iniziata circa nove secoli fa 4 Luglio 1054 A. D. (Cina, Costellazione del Toro)

Diverse manifestazioni nell'ottico delle nebulose gassose Nonthermal Emission Nebulae (Supernova Remnants) Filamenti Studi sulla composizione chimica dei filamenti in varie SNe Spesso contengono elementi pesanti I filamenti sono espulsi da stelle evolute Le esplosioni di SNe arricchiscono l'ISM di elementi pesanti

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 Iν ~ 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 Iν dove Ott. spessa Ott. sottile Caratteristiche rilevanti: collimata e fortemente polarizzata Log ν