Determinazione di abbondanze nelle regioni HII

Presentazione sul tema: "Determinazione di abbondanze nelle regioni HII"— 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 “Astrophysics of Gaseous Nebulae and Active Galactic Nuclei”
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, con prevalenza di Idrogeno, caratterizzate da un’emissione dominante alla lunghezza d’onda prima riga della serie di Balmer (transizione n = 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 un’emissione 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 Immagine in banda B della galassia (Goldmine, 2003)
Spirale VCC0596 (NGC 4321) Immagine in banda B della galassia (Goldmine, 2003)

6 Immagine in banda stretta (net) alla lunghezza d’onda 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 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; l’energia in eccesso va in energia cinetica delle particelle formatesi. TERMALIZZAZIONE :le collisioni elettrone-ione determinano una ridistribuzione dell’energia 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
L’equilibrio tra processi di fotoionizzazione e ricombinazione fissa il grado di ionizzazione della nube. Nelle ipotesi: - nube di solo H, omogenea, statica - stella sorgente unica l’equilibrio è descritto dall’equazione: Num di fotoionizzazioni per atomo di H e unità di tempo coeff. di ricombinazione Soglia Sezione d’urto di assorbimento per fotoionizzazione Intensità media radiazione Num. di fotoni incidenti per unità di area, tempo, freq. dove: Distanza dalla stella

10 .. Sfera di Stromgren Dall’equazione dell’equilibrio 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. Una stella è in grado di ionizzare solo un volume limitato di gas; assumendo un’emissione 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 dell’ordine 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 all’abbondanza di He, anche dalla temperatura T della stella: hv < 24.6 eV hv > 24.6 eV pochi fotoni alta energia tanti fotoni alta energia nube di e 2 regioni di ionizzazione unica regione di e

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

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 dell’ordine di Le temperature stellari non sono sufficientemente alte fotoionizzazione non è il processo primario. L’emissione è legata principalmente a transizioni a livelli eccitati per collisione. 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 Esempio di andamenti delle sezioni d’urto di assorbimento per fotoionizzazione.
Lo studio dei coefficienti di ricombinazione e delle sezioni d’urto per elementi pesanti è complicato dalla struttura a più elettroni e dalla possibilità di ionizzazione multipla.

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

17 Equilibrio termico (2) Osservazioni:
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 NC 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
L’emissione 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. L’intensità di una riga, integrata lungo la linea di vista risulta essere: con dove: jl = coeff. di emissione = coeff. di ricombinazione; dipende dall’elemento 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 all’emissione, importante ad alte Np: 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
L’emissione 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. L’intensità di una riga, nel limite di bassa densità Ne: dove b è la frazione di eccitazioni al livello 2 che sono seguite dall’emissione 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 d’onda osservata. Si considerano 2 casi estremi: 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 : 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: cattura di elettroni termici al livello eccitato n. Bremsstrahlung termico: elettroni accelerati da collisioni coulombiane con ioni positivi. Transizioni 2S S (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 dall’H. Per un’ab-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
L’analisi 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 ( Tnube K ); - densità di elettroni ( ); - temperatura della stella ( K < T < ); - abbondanze relative all’H (He ; 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] ( )/ e [NII] ( )/ Non si possono usare le righe di H perchè hanno scarsa dipendenza da T. Rapporto tra il continuo di ricombinazione e l’intensità di una riga; in particolare il continuo in corrispondenza di H 4861. 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] / e [SII] / 6731 Molte regioni HII devono avere condensazioni di elettroni, perchè mostrano zone con densità Ne maggiore della media.

28 Temperatura della stella
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 all’UV. Appross. di Zanstra: stella con spettro di corpo nero. In realtà esistono modelli di atmosfera stellare più complicati.

29 ABBONDANZA DI ELEMENTI
L’abbondanza di un particolare ione nella nube si determina dall’intensità 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 : [OIV] e [OV] hanno righe in IR e UV ). spettro radio , da righe di ricombinazione di HI e HeI 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 Ni è la densità dello ione responsabile dell’emissione. 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 dall’emissione 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 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: nube omogenea con T e Ne constanti. Fissata la temperatura, i coeff. di emissione hanno una forma definita l’abbondanza di un elemento si ricava direttamente dall’intensità delle sue righe. 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 dall’intensità 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 nell’ipotesi che i due ioni abbiano la stessa distribuzione spaziale Ni(s), allora si ricavano entrambi i parametri T0 e da cui, usando la relazione precedente, si ricava l’abbondanza dei due ioni Ni. Problema: è un’approssimazione 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, l’abbondanza totale di un elemento si determina dalla somma dei contributi dei suoi ioni in tutti gli stadi di ionizzazione. Ma non sempre si osservano le righe di emissione di tutti gli stadi di ionizzazione. Tecniche: 1. stime basate sui potenziali di ionizzazione e sull’analogia tra i vari stadi di elementi diversi; questa è una buona approssimazione, ma non tiene conto delle sezioni d’urto di fotoionizzazione e dei coeff. di ricombinazione. 2. 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] , , poiché S ha circa lo stesso potenziale di ionizzazione (23.4 eV) dell’He neutro(24.6 eV), da cui: Si trovano anche stime di abbondanze di He neutro dalle righe del [ClII] (Osterbrock, 1992). +

40 Misura delle abbondanze: risultati
Nelle altre galassie lo studio dell’intensità delle righe negli spettri di regioni HII risulta essere un buon metodo per ottenere informazioni quantitative sull’abbondanza 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 all’aumentare dell’abbondanza 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.

41 Abbondanze ed evoluzione stellare
La naturale interpretazione della prima osservazione sta nel considerare che l’arricchimento della nube di elementi più pesanti dell’H sia legato alla dispersione nel mezzo interstellare di prodotti delle reazioni nucleari nelle stelle, ovvero a formazione stellare non troppo recente ed evoluzione avanzata. 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 l’interpretazione fosse esatta oggetti con abbondanza zero di metalli dovrebbero fornire una misura dell’abbondanza 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 un’elevata accuratezza, sia nelle osservazioni,sia nell’analisi degli spettri: sono necessari modelli sofisticati che tengano conto di tutti i contributi all’emissione 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 dell’abbondanza di metalli. Esempio: se l’abbondanza di O/H aumenta diminuisce il rapporto OIII / OII In effetti, a parità di campo di radiazione, i fotoni disponibili per ionizzare l’ossigeno una seconda volta sono minori, e l’OIII rimane concentrato in una piccola regione intorno alla stella. 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 dall’articolo: “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 dall’UV all’IR. 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 d’onda attesa.

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48 Estinzione interstellare
La riduzione dei dati osservativi comporta la correzione dei flussi per una serie di fattori, tra cui, in particolare, l’estinzione causata dall’assorbimento 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 dell’estinzione
La forma della dipendenza dell’estinzione dalla lunghezza d’onda 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 un’approssimazione, 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: AV = 1.15 (media) E(B-V)=0.21 Valori ottenuti assumendo per la nube: T=9000K e Ne=

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 all’articolo citato sono indirizzate ad un’analisi 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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