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Perche IR e mm?
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1.Le nubi molecolari contengono polvere Regioni di estinzione molto grande Lestinzione diminuisce al crescere della lunghezza donda
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Why Infrared ?
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Perche IR e mm? 1.Le nubi molecolari, i cores molecolari, le protostelle, i dischi circumstellari, i pianeti, etc. sono freddi – emettono solo a bassa frequenza = B (T) k
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Righe IR e millimetriche 1.Nubi molecolari, cores, etc: T~10 K max ~ 500 microns –Righe di molecole, anche complesse, nel millimetrico –(CO, H2) 2.Dischi circumstellari: T= 2000 10 K –DallIR vicino al millimetrico, molecole e polvere –(CO) 3.Interfaccia tra nubi molecolari e regioni HII: T~1000K –Righe di elementi neutri e ionizzati una volta nel lontano IR – (CII, OI) –Righe vibrazionali dellH2 –(PAHs) 4.Regioni HII estinte: T=10000K –Righe di elementi ionizzati –(HII, NII, SII)
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njninjni h ji A 21 = emissione spontanea (s -1 ) B 12 J = eccitazione radiativa (s -1 ) B 21 J = emissione stimolata (s -1 ) C 12 = rate di eccitazione collisionale (cm 3 s -1 ) C 12 =C 21 g 2 /g 1 exp(-h /kT) Un atomo / molecola a 2 livelli in generale, le collisioni dominanti sono con gli elettroni se il gas e molto neutro, le collisioni avvengono con H o H 2 n 1 (n e C 12 + B 12 J ) = n 2 (n e C 21 + A 21 + B 21 J ) Se I processi radiativi sono trascurabili LTE La popolazione dei livelli dipende dal campo di radiazione: un sistema di equazioni non lineari
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Equazione del trasporto
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Il campo di radiazione J e dominato dalla emissione di riga (riga otticamente spessa) n 1 n e C 12 = n 2 (n e C 21 + A 21 esc ) probabilita di fuga di un fotone di riga Riga molto opaca ( esc =0) LTE Riga trasparente ( esc =1) caso standard In generale: un sistema di equazioni non lineari ( esc dipende da n 1 )
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Che cosa e la probabilita di fuga? andamento asintotico Se S e ~ cost. Large velocity gradient (LVG) e una quantita locale S
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T riga sottile 21 =1 riga spessa 21 I 21 massa del gas I 21 superficie Un gas in LTE emette righe!
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T Emissione o assorbimento? gas freddo (Tgas<Tstar) assorbimento gas caldo (Tgas>Tstar) emissione E se Tgascost? T Per avere righe di assorbimento occorre una sorgente continua di background Emissione T Assorbimento Assorbimento ed emissione
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Dischi circumstellari 1.Il disco e scaldato dalla radiazione stellare: LA SUPERFICIE E PIU CALDA DEL MIDPLANE RIGHE IN EMISSIONE ! CO v=2-1 in HD141569
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superficie midplane Se un disco e molto attivo -8 -6-5
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Se un disco e molto attivo Il midplane diventa piu caldo della superficie Righe in assorbimento V1515 Cyg
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Se il gas ha un campo di velocita? Vento stellare assorbimento blu Gas in accrescimento assorbimento rosso Profili P-Cygni
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Rotazione e campo magnetico Accrescimento e perdita di massa avvengono simultaneamente nelle stelle T Tauri Accrescimento di materia sulla stella Espulsione di materia dal disco
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Esistono cores in collasso gravitazionale? Si, ma e stato molto difficile trovarli Di Francesco et al. 2001 NGC133- IRAS4
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Kinematical detection of infalling gas TrTr TbTb 1.E possibile rivelare i moti di infall del gas molecolare mediante losservazione di traccianti accuratamente selezionati
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Perchè è stato così difficile rivelare infall? 1.Le prime osservazioni sono state rivolte alle molecole più abbondanti (e.g. CO) 2.Sono stati rivelati moti di diverse decine di km/s... …ma nel verso sbagliato!! Snell et al. 1980
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fine 1.Perche osservare a grandi lunghezze donda 2.Popolazione dei livelli, probabilita di fuga 3.Righe di emissione e di assorbimento 4.Ex: righe di emissione e di assorbimento nei dischi circumstellari 5.Profili P-Cygni (blushifted, reshifted) 6.Ex: infall and outflows nelle stelle di pre-sequenza principale; accrescimento magnetosferico 7.Ex: Cores molecolari in collasso
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