Manifestazioni nell'infrarosso delle nebulose gassose

Presentazione sul tema: "Manifestazioni nell'infrarosso delle nebulose gassose"— Transcript della presentazione:

1 Manifestazioni nell'infrarosso delle nebulose gassose
Continuo IR: emissione free-free, ma soprattutto e' emissione dai grani di polvere Luce stellare Grano di polvere Grano di polvere Grano di polvere

2 Manifestazioni nell'infrarosso delle nebulose gassose
Continuo IR: emissione free-free, ma soprattutto e' emissione dai grani di polvere Righe IR: righe di ricombinazione della serie di Paschen e righe di struttura fine di atomi eccitati collisionalmente Infrarosso Vantaggi Informazioni in zone non accessibili nel visibile e con risoluzione angolare migliore di quella radio Svantaggi Difficile da osservare Assorbimento da H2O, CO2 e O3 siti elevati Contaminazione da corpi caldi: fondo (chopping), ricevitori (cooling), telescopio, astronomo e Terra :(

3 Manifestazioni nell'infrarosso delle nebulose gassose
Legge dello spostamento di Wien

4 Manifestazioni nell'infrarosso delle nebulose gassose
Vicino infrarosso: λvisibile < λNIR < 12 µm Lontano infrarosso: λNIR < λFIR < 150 µm Le sorgenti infrarosse di solito sono associate a: stelle con atmosfere troppo fredde per emettere nel visibile nuclei di galassie, inclusa la nostra stelle circondate da polveri (espulse da stelle vecchie o appartenenti alla nube progenitrice) che assorbono la luce visibile e la riemetttono nell'IR (Becklin-Neugebauer object/Kleinmann-Low nebula... "The Black Cloud", F. Hoyle)

5 Osservazioni UV, X e g del mezzo interstellare
VERO! L'astronomia nel radio, ottico e infrarosso puo' essere anche fatta da Terra Quindi a maggior ragione l'astronomia UV, X, e g (fotoni piu' energetici e piu' penetranti) FALSO! E' vero per i solidi (bande di assorbimento molto larghe; radiografie) E' falso per il gas nell'atmosfera (bande di assorbimento ben separate, specialmente nel visibile). Per fotoni di bassa energia l'atmosfera e' abbastanza trasparente. I fotoni ad alta energia invece possono ionizzare, e quindi vengono assorbiti (con l'esclusione dei g piu' energetici) Razzi e Satelliti

6 Osservazioni UV, X e g del mezzo interstellare
Anche fuori dall'atmosfera terrestre e' presente l'assorbimento dei fotoni di alta energia, pero': Bowyer & Co. (missione Apollo-Soyuz) sono riusciti a rivelare fotoni con 100 < λ < 912 Å, dimostrando la possibilita' di osservare oggetti celesti (magari solo quelli vicini) anche nell' UV estremo L'emissione (termica) proveniva da nane bianche particolarmente calde o coronae di stelle "normali"

7 Osservazioni UV, X e g del mezzo interstellare
Alcuni risultati di osservazioni UV - Studi di emissione UV con λ > 912 Å (meno sensibili all'assorbimento) hanno rilevato righe di assorbimento da H2 verso stelle brillanti (FUSE) - Righe UV in assorbimento: elementi pesanti sono piu' abbondanti in stelle di Popolazione I che nelle nubi interstellari. Probabilmente, gli elementi pesanti nell'ISM sono "bloccati" nei grani di polvere - Sovra-abbondanza di OVI verso stelle O e B ISM caldo > 105 K

8 Osservazioni UV, X e g del mezzo interstellare
Alcuni risultati di osservazioni X Emissione raggi X duri: λ < 10 Å; E > 10 keV Creduta amorfa. A risoluzione piu' alta e' stata "scomposta" in molte sorgenti discrete (AGN; Quasars) Emissione raggi X soffici: λ > 10 Å; E < 10 keV Veramente amorfa. Associata alla nostra Galassia (per essere extragalattica manca, ad es., l'assorbimento in direzione delle LMC e SMC) Emissione da Resti di Supernova (es. Cas A)

9 Osservazioni UV, X e g del mezzo interstellare
Cassiopea A Optical - MDM Obs. Radio - VLA X-Ray - Chandra

10 Osservazioni UV, X e g del mezzo interstellare
Alcuni risultati di osservazioni X Il volume che emette raggi-X soffici contiene gas caldo, "patchy" e rarefatto e si estende per centinaia di anni luce attorno al sistema solare (Cox et al.) Questo gas potrebbe essere simile a quello ipotizzato da Spitzer ("coronal gas") con temperature fino a 106 K e costituire la maggior parte del mezzo fra le nubi interstellari Questo risultato differisce dal "Modello a due fasi" per l'ISM (con l'HI parzialmente ioniizzato e con temperature di ~ 104 K Si cerca quindi di riconciliare i risultati delle osservazioni dell'ISM nel radio, UV e X

11 Osservazioni UV, X e g del mezzo interstellare
Raggi g Dall'ISM proviene anche emissione di raggi g Neppure la temperatura delle regioni piu' calde dell'ISM e' sufficiente a produrre fotoni gamma (λ < 0.1 Å) e' un processo non-termico Un meccanismo possibile: interazione protoni relativistici - nuclei di H p π0 p* g

12 I raggi cosmici e il campo magnetico interstellare
L'ingrediente fondamentale per produrre raggi γ e' la presenza di protoni relativistici Sin dall'inizio del XX sec. si sapeva che nello Spazio ci fossero particelle cariche molto energetiche, genericamente i Raggi Cosmici Particelle molto energetiche composte principalmente di protoni, ma anche da nuclei di elementi piu' pesanti dell'H ed elettroni relativistici

13 I raggi cosmici e il campo magnetico interstellare
Tre domande Sono i raggi cosmici confinati nella Galassia e, se si, da cosa? Cosa confina il campo magnetico del mezzo interstellare nella nostra Galassia? Qual'e' l'origine delle particelle dei raggi cosmici?

14 I raggi cosmici e il campo magnetico interstellare
Sono i raggi cosmici confinati nella Galassia e, se si, da cosa? I raggi cosmici sono confinati nella Galassia. La gravita' non e' sufficiente a causa della loro altissima velocita' (V ~ c) Il campo magnetico, anche se debole, e' sufficiente, ma...

15 I raggi cosmici e il campo magnetico interstellare
Cosa confina il campo magnetico del mezzo interstellare nella nostra Galassia? Il peso del gas termico Gli ioni e gli elettroni di un gas termico parzialmente ionizzato spiraleggiano attorno alle linee di forza del campo magnetico Il campo magnetico e' congelato nel gas (la formazione stellare e' un processo relativamente inefficiente) Gli elettroni relativistici dei raggi cosmici spiraleggiando attorno alle linee di forza del campo magnetico producono emissione radio di sincrotrone La distribuzione energetica degli elettroni derivata dall'emissione radio non-termica e' in buon accordo con quella derivata per i r.c.

16 I raggi cosmici e il campo magnetico interstellare
Qual'e' l'origine delle particelle dei raggi cosmici? ???Buona domanda??? La composizione chimica dei r.c. indica: protoni nuclei di elementi pesanti sovrabbondanza di elementi del gruppo del Fe i r.c. sono espulsi direttamente da stelle molto evolute, es. da SNe Problemi teorici con I r.c. sono particelle presenti nell'ISM accellerate da moti di fluidi nell'ISM stesso (Fermi) La composizione chimica dei r.c. e' determinata dal livello di ionizzazione del mezzo

17 I raggi cosmici e il campo magnetico interstellare
Effetti del campo magnetico sull'ISM Supporto alle nubi molecolari: essendo B congelato nella materia si oppone alla contrazione per auto-gravita' e quindi, in parte, alla formazione stellare Polarizzazione della luce stellare : i grani si allineano a B e bloccano la luce a B. L'osservatore vede quindi la luce || a B (Hiltner & Hall, 1949)

18 I raggi cosmici e il campo magnetico interstellare
Misure di intensita' del campo magnetico Rotazione di Faraday e Misura di Dispersione nelle Pulsar: B ruota il vettore di polarizzazione a mano a mano che l'emissione di una sorgente radio continua lineramente polarizzata attraversa l'ISM Dipende dalla lunghezza d'onda Dalle pulsar si puo' calcolare il ritardo nei tempi di arrivo in funzione della frequenza Effetto Zeeman sulle righe radio: In presenza di un campo magnetico le righe si dividono in due o piu' componenti La separazione (Zeeman splitting) e' proporzionale all'intensita' del campo B Emissione di Sincrotrone: la brillanza di sincrotrone e' proporzionale all'intensita' del campo B

19 I raggi cosmici e il campo magnetico interstellare
Misure di intensita' del campo magnetico Rotazione di Faraday Misura di Dispersione nelle Pulsar Il piano di polarizzazione di un'onda e.m. polarizzata linearmente viene ruotato da un mezzo immerso in un campo magnetico B e densita' elettronica ne Nelle pulsar si puo' osservare il ritardo nell'arrivo del segnale in funzione della frequenza, che dipende dalla DM (dispersion measure) Misurando Δψ a diverse λ RM (rotation measure)

20 I raggi cosmici e il campo magnetico interstellare
Misure di intensita' del campo magnetico Effetto Zeeman sulle righe radio In presenza di un campo magnetico B le righe spettrali di un elemento si dividono in due o piu' componenti Le misure dirette dell'Effetto Zeeman sono rese difficili dall'allargamento Doppler ? E' calcolato sulle nubi piu' dense (~100 volte della densita' media) che si sono contratte. La densita' ρ va come r -3 e il campo magnetico B va come r -2 (per la conservazione del flusso magnetico), quindi:

21 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

22 I raggi cosmici e il campo magnetico interstellare
Misure di intensita' del campo magnetico Emissione di Sincrotrone L = spessore della Galassia nella direzione di osservazione ? E' una stima incerta sia per il valore di N0 che quello di L

23 Interazioni fra le stelle e il mezzo interstellare
La morte delle stelle La morte delle stelle influenza l'ISM in molti modi: lo arricchisce di elementi pesanti (venti stellari, esplosioni di SNe) creazione dei grani di polvere (venti stellari, nebulose planetarie) gli fornisce gran parte dell'agitazione meccanica (esplosioni di SNe) (HI, CO holes e shells gas caldo nell'ISM)

24 Interazioni fra le stelle e il mezzo interstellare
La morte delle stelle SN1993J

25 Interazioni fra le stelle e il mezzo interstellare
La nascita delle stelle L'improvvisa comparsa di una stella massiva brillante (O,B) in una nube di H2 o HI produce cambiamenti drammatici nel sistema: ionizza l'H circostante (regione HII compatta) la regione HII si espande a causa della pressione termica (di nuovo energia meccanica nell'ISM) l'espansione della regione causa instabilita' gravitazionali in regioni circostanti (formazione stellare "a catena")

26 Interazioni fra le stelle e il mezzo interstellare
La nascita delle stelle 10000 6000 4000 3000 10 1 L Te Luminosita' (Lsun) Temperatura effettiva (K) 1.5 Msun 1 Msun 1 Rsun 10 Rsun 3 Rsun ZAMS Tracce convettive di Hayashi Tracce radiative di Henyey Tracce evolutive teoriche per contrazione quasi-statica in fase pre-sequenza principale Anche le stelle di piccola massa (low-mass) nascono in complessi di nubi molecolari Le stelle T-Tauri (Joy 1940) Sono sempre immerse in nubi di gas e polveri (osservazioni IR) Hanno intense righe di emissione (forte attivita' della cromosfera) Mostrano evidenze spettroscopiche di venti stellari (") Hanno brillanze variabili su tempi scala anche di ore (no explanation) Hanno sovra-abbondanza di Litio nelle loro atmosfere (stelle molto giovani) Nel diagramma H-R le T-Tauri sono (sempre) sopra la ZAMS teorica per le stelle di Popolazione I (di nuovo un'indicazione della loro giovane eta')

27 Interazioni fra le stelle e il mezzo interstellare
Falsa Fotosfera IR Shock radiativo Interazioni fra le stelle e il mezzo interstellare La nascita delle stelle Shell di polvere Accrescente (otticamente spesso) Protostella Zona Dust-free Distruzione della polvere Core Idrostatico (Protostella) Polvere e gas accrescente (otticamente sottile)

28 Interazioni fra le stelle e il mezzo interstellare
La nascita delle stelle Lo scenario mostrato e' semplicistico (no rotazione) La rotazione porta il problema di liberarsi del momento angolare Il campo magnetico dissipa momento angolare Il campo magnetico e' congelato nella materia La nube ruota Le linee di forza del campo magnetico si torcono L'ISM circostante la nube ruota Il momento angolare si dissipa La nube puo' continuare a contrarsi perche' B e' sentito solo dalle particelle cariche (diffusione ambipolare) ... e dopo ...

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