1 Le Regioni H II nel contesto galattico e la Funzione di Massa Iniziale, IMF A cura di Dario Carbone.

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1 1 Le Regioni H II nel contesto galattico e la Funzione di Massa Iniziale, IMF A cura di Dario Carbone

2 2 Regioni H II Regioni con atomi di idrogeno ionizzati da stelle massive molto luminose. Sono dominate dallequazione di equilibrio di fotoionizzazione: (4π Jν)a ν n H0 dν = n p n e α(H 0, T) ν0 hν

3 3 Regioni H II Raggio ben definito, raggio di Strömgren: 3Q(H 0 ) 1/3 R S = 4π α B (n H ) 2 Libero cammino medio di un fotone ionizzante emesso da una stella con T~410 4 K (in un mezzo otticamente denso) è di 0,01pc contro un raggio minimo di regione H II di 5pc. n H0 In figuraξ = n H

4 4 Distribuzione delle regioni H II nelle galassie La regione spettale migliore è quella del rosso, centrata attorno allHα λ6563. Le galassie ellittiche ed S0 praticamente non contengono regioni H II.

5 5 Distribuzione delle regioni H II nelle galassie In praticamente tutte le galassie a spirale sono state trovate molte regioni H II. Le regioni H II sono concentrate per lo più lungo le braccia di spirale.

6 6 Stelle nelle regioni H II Le regioni H II sono ionizzate da stelle di tipo O o B. Le stelle O e B hanno vita breve (circa 4x10 6 anni); esse si sono dunque formate recentemente. La nebulosa di Orione è quasi interamente ionizzata da ununica stella O, ma vi sono molte altre stelle meno luminose; tutte comunque mostrano righe di emissione che indicano una loro recente formazione. Nella nebulosa di Orione vi sono dunque molte stelle di massa diversa tutte formatesi recentemente.

7 7 Indici di formazione stellare: lInitial Mass Function, IMF Un indice di formazione stellare è lInitial Mass Function, IMF (ξ(M)), introdotto da Edwin Salpeter nel 1955; essa fornisce il numero di stelle che si formano per unità di intervallo di massa. La forma di ξ(M) viene dedotta da dati osservativi della distribuzione stellare nelle vicinanze solari e dunque non è estendibile al di fuori di tale contesto.

8 8 Indici di formazione stellare: lInitial Mass Function, IMF Salpeter trovò che lIMF può essere rappresentata con una legge di potenza se si divide in uguali step di log M: d N S / d log 10 M ~ M -1.35 Se scritta in maniera lineare la legge diviene: ξ(M) ~ M -2.35 dove ξ(M) è il numero di stelle con massa compresa tra M e M+dM. Tale equazione mostra che la popolazione delle nuove stelle è pesata a favore delle masse minori.

9 9 Indici di formazione stellare: lInitial Mass Function, IMF Dopo Edwin Salpeter, altri scienziati hanno studiato la IMF, proponendone versioni più complesse. Riportiamo in tabella le versioni di Salpeter (1955), Miller & Scalo (1979) e di Scalo (1986). Gli indici sono riportati intendendo le funzioni scritte come ξ(M) = c M -(1+x) ; M 1 ed M 2 sono i cutoff inferiore e superiore.

10 10 Initial Mass Function, IMF: vari esempi, tabelle IMFM1M1 M2M2 X Salpeter0.10125.1.35 Scalo0.100.18-2.60 0.180.420.01 0.420.621.75 0.621.181.08 1.183.502.50 3.50125.1.63 Miller & Scalo0.101.000.25 1.002.001.00 2.0010.01.30 10.0125.2.30

11 11 Initial Mass Function, IMF: vari esempi, grafici

12 12 Indici di formazione stellare: vari esempi, commenti Le leggi di Scalo e Miller & Scalo sono maggiormente piatte a masse piccole e meno ricche di stelle massive rispetto alla legge di Salpeter. Il maggior numero di stelle massive nella legge di Salpeter produce un flusso eccessivo in banda UV. La legge di Scalo genera troppe stelle di massa paragonabile a quella solare, rendendo lo spettro troppo rosso.

13 13 Initial Mass Function, IMF: la massa caratteristica, m c La massa caratteristica è la massa che più probabilmente avrà una stella che si forma in una regione con un dato IMF. m c ~0,08M O in sistemi giovani; m c ~0,20M O in ammassi globulari; le prime formazioni stellari non si estendevano al di sotto di ~1M O. La massa caratteristica per la formazione stellare pare dunque diminuire col tempo.

14 14 Indici di formazione stellare: lInitial Mass Function, IMF universalità dell'IMF indipendenza dalle condizioni iniziali, come ad esempio campi magnetici, rotazione e metallicità della nube protostellare. la formazione di stelle in ambiente con metallicità maggiore sembra produrre più stelle con massa piccola.

15 15 Indici di formazione stellare: lInitial Mass Function, IMF

16 16 REFERENZE: Da Astrophysics, documenti trovati in rete: On the variation of the Initial Mass Function, Autore: Pavel Kroupa; 2001. The Initial Mass Function of Stars: Evidence for Uniformity in Variable Systems, Autore: Pavel Kroupa; 2002. Astrophysics of gaseous nebulae and active galactic nuclei, Autori: Donald E Osterbrock, Gary J Ferland; 2006. The origin of stars, Autore: Michael D Smith; 2004. Altro materiale dalla rete.