Spettroscopia di polvere e ghiacci

1. Spettroscopia di polvere e ghiacci

2. Inventario dei materiali solidi nel ISM • Ghiacci (H2O, CO, etc.) • Silicati (amorfi e cristallini) • Materiali carbonacei • Macromolecole (C,H) • Come facciamo a saperlo?

3. Depletion nel ISM

4. Il modello di polvere standard • Ia polvere non puo’ essere piu’ dell’ 1% del gas in massa, perche’ gia’ cosi’ si usano tutti gli elementi a disposizione • 2/3 del carbonio vengono usati per formare materiali solidi carbonacei • Tutto il Si, circa il 20% dell’O e praticamente tutto il Mg e il Fe formano silicati

6. Per saperne di piu’, bisogna ricorrere alla spettroscopia

7. H O H2O H Ghiacci • Physical bonds • Legami deboli, Tev=100K • Si formano mantelli di ghiacci molecolari sulla superficie dei grani di polvere • H2O, CO, CO2, CH3OH, etc. • Si vedono bande di assorbimento dovute a nubi dense e fredde di fronte a sorgenti di background

8. Ghiaccio  Formation of solid H2O in molecular clouds:  10% of the elemental oxygen is locked up in solid H2O (Whittet 1997) Teixeira et al. 1999

9. Differenze tra stato solido e fase gassosa • La struttura rotazionale viene soppressa • Le molecole contenute nei ghiacci non possono ruotare liberamente  I rami P,Q,R collassano in un’unica banda vibrazionale • Allargamento delle righe • Le molecole in un ghiaccio interagiscono con le altre la banda si allarga di una quantita’ che dipende dal tipo di ghiaccio • Spostamento della riga • L’interazione con l’ambiente cambia leggermente l’energia di legame la banda si sposta in frequenza

14. Che cosa impariamo dai ghiacci? • Possiamo misurare la abbondanza di specie quali acqua, CO --> Ossigeno • Depletion: le molecole spariscono dalla fase gassosa

15. La formazione di ghiacci fa sparire le molecole dalla fase gassosa Un puzzle osservativo: la morfologia dei cores molecolari cambia a seconda della molecola osservata     Tafalla et al. 2002, 2004 Alcune molecole condensano sui grani piu’ facilmente (a densita’ del gas piu’ bassa) di altre

16. Grani di polvere • Corpi solidi • Legami forti, Tev=1500 K • Nel ISM, dimensioni tipiche da 0.01 a 0.1 microns • Silicati e materiali carbonacei

17. Structure of Silicates Pyroxenes: solid solution series MgSiO3-FeSiO3 Crystalline silica Enstatite - Ferrosilite layer silicates SiO2 Olivines: solid solution series Mg2SiO4-Fe2SiO4 Amorphous silica Forsterite -Fayalite

18. In un solido, le molecole possono solo vibrare  bande larghe Piu’ strutturate se il solido e’ cristallino La banda piu’ intensa dei silicati e’ a 10 microns O-Si-O Amorfi Cristallini O-Si-O Si-O Si-O

19. Silicati nel ISM In ogni ambiente, i silicati sono soprattutto amorfi

20. a0.1 mic Olivina amorfa a0.1mic a=1.5mic a=4.5mic Da che cosa dipende il profilo delle bande dei silicati? • Grani piu’ grandi hanno bande: • Piu’ deboli • Piu’ larghe • Il picco si sposta a lunghezze d’onda piu’ grandi • In grani piu’ grandi di qualche micron (a) la banda sparisce • In grani molto piccoli la banda non dipende da a

21. La temperatura dei grani cambia il profilo delle bande T=150K T=1000K T=300K e anche l’intensita’: se i grani sono piu’ freddi, la banda diventa molto piu’ debole

22. Le dimensioni dei silicati nei dischi variano da molto piccoli (come nel ISM) a molto grandi (micron e oltre) Smallgrain Large grain v. Boekel et al. 2003

23. Ci sono dischi con una frazione significativa di silicati cristallini

24. In alcuni dischi, la polvere e’ identica a quella nella cometa Hale-Bopp

25. Mineralogia dei dischi Amorphous Olivine Amorphous Pyroxene Crystalline Forsterite Crystalline Enstatite Silica PAH

26. Gran divertimento! • la cristallizazione avviene scaldando i silicati amorfi a ~ 1000 K • oppure che I silicati amorfi vengano vaporizzati (T~1500 K) e si ricondensino dalla fase gassosa • ma le features osservate vengono da silicati molto piu‘ freddi (comete) Scott & Krot (2005)

27. Materiali carbonacei PAH

28. I “grani” piu’ piccoli Emettono bande dal vicino al lontano IR PAHs: polycyclic aromatic hydrocarbons La Barra di Orione

30. L’emissione dei PAHs traccia il campo di radiazione UV

31. Gli spettri Spitzer di Galassie locali

32. E quelle a z~2 Le bande dei PAHs sono dei contatori di fotoni UV misurano il tasso di formazione stellare H2

33. sommario

34. Stelle di massa solare

35. Popolazione dei livelli, probabilita’ di fuga • Righe di emissione e di assorbimento • righe di emissione e di assorbimento nei dischi circumstellari • Profili P-Cygni (blushifted, reshifted) • infall and outflows nelle stelle di pre-sequenza principale; accrescimento magnetosferico • Cores molecolari in collasso • Transizioni molecolari, rotazionali e vibrazionali • CO • Temperatura delle nubi molecolari • Rotazione kepleriana dei dischi circumstellari • H2 • Diagrammi di Boltzmann • La componente solida del mezzo interstellare • Ghiacci • Gas depletion nei cores molecolari • Silicati • Materiali amorfi e cristallini – la storia della polvere nei dischi • Materiali carbonacei • PAHs – traccianti della formazione stellare a alto redshift

36. + pagine web Referenze • Hartmann, L. “Accretion processes in star formation”, 1998, CUP: Cambridge • Natta, A. “Star formation”, 2000, in Infrared Space Astronomy: today and tomorrow, Eds. F. Casoli, J. Lequeux and F. David, Springer, pag.193. • Herzberg, G. “ Molecular spectra and molecular structure: 1: spectra of diatomic molecules”, 1950+, van Nostrand Reihnold C.:New York • Krügel, E. “The physics of interstellar dust”, 2003, Inst. of Physics: London • Boulanger, F., Cox, P., and Jones A.P., “Interstellar dust”, 2000, in Infrared Space Astronomy: today and tomorrow, Eds. F. Casoli, J. Lequeux and F. David, Springer, pag.253.

37. ALMA VLTI