Unità Didattica 6 Spettroscopia delle nebulose

1. Unità Didattica 6Spettroscopia delle nebulose Novembre 2012

2. Spettroscopia delle nebulose: come si inquadrano le nebulose nelle strutture cosmiche conosciute? Il mezzo interstellare (ISM, inter-stellar matter) contenuto nelle galassie rappresenta un gradino intermedio tra l'astrofisica della singola stella e quella di una galassia. Le stelle infatti si formano in seguito al collasso delle nubi del mezzo interstellare. Lo studio della struttura ed evoluzione dell'ISM e della formazione stellare è quindi necessario per capire la formazione delle galassie come sistemi di stelle. Le nebulose sono strutture tipiche del mezzo interstellare. Prima di esaminarne le caratteristiche e i meccanismi fisici in esse presenti facciamo conoscenza con la polvere interstellare diffusa che è parte di molte nebulose e che ha comunque grande importanza sia dal punto di vista della formazione stellare quanto dal punto di vista osservativo.

3. Dal punto di vista osservativo, risulta della massima importanza la polvere interstellare diffusa. Questa assorbe e arrossa la luce delle stelle; come vedremo in seguito, il non tenere conto di questo effetto induce un errore sistematico sulla ricostruzione della struttura della Galassia, nonché della distribuzione delle galassie esterne alla nostra. La prova dell'esistenza di assorbimento interstellare fu trovata da Trumpler nel1930, utilizzando la relazione tra diametro angolare e luminosità apparente (ovvero flusso totale) di ammassi stellari aperti. Il diametro angolare di un ammasso diminuisce con l'inverso della distanza, per cui il suo quadrato dovrebbe essere in relazione lineare con la luminosità apparente. Trumpler notò che gli ammassi più piccoli e meno luminosi, e quindi in media più lontani, tendono ad essere meno luminosi del dovuto. Questo è dovuto, come crediamo oggi, al fatto che la luce è assorbita da una componente diffusa di polvere interstellare.

4. Perche polvere e non altro? La presenza di gas neutro o debolmente ionizzato lungo la linea di vista indurrebbe, nello spettro osservato di una stella, righe di assorbimento in posizioni che non corrispondono al resto delle righe della stella (che in genere non sarà a riposo rispetto a tale gas). Invece i grani di polvere, che sono di dimensioni confrontabili con la lunghezza d'onda dell'UV, assorbono (o deviano) preferenzialmente la luce UV e blu, lasciando passare la luce rossa . Questo assorbimento non crea alcuna riga.

5. Effetti della polvere : Estinzione: la luce delle stelle viene assorbita dai grani, che si riscaldano, oppure viene deviata dalla linea di vista. Arrossamento: l'estinzione preferenziale della luce blu/UV influenza i colori delle stelle, spostandoli verso il rosso* ; Polarizzazione: i grani di polvere sono in generale non sferici ed in rotazione. Un campo magnetico può quindi allinearli, rendendo l'assorbimento dipendente dalla polarizzazione della luce incidente; la luce assorbita risulta quindi polarizzata. Riflessione: quando la polvere circonda una stella, la luce deviata dalla linea di vista è visibile come luce diffusa bluastra. Questa componente è in genere polarizzata. * Non è lo spostamento Doppler, ma il far variare gli indici di colore

6. La quantità di polvere presente nel disco della Galassia risulta circa 0.001-0.0001 volte la massa in stelle

7. Estinzione

8. ALTRE COMPONENTI DELL’ISM La presenza di gas neutro interstellare diffuso può essere notata grazie alla presenza di righe di assorbimento che appaiono non essere in relazione con la stella che si osserva. Lo studio del gas neutro, o in altre parole delle regioni HI, è stato possibile grazie alle osservazioni radio. Infatti, l'HI in condizioni di bassissima densità (siamo in genere sui 10 atomi per cm3) emette una riga proibita, alla lunghezza d'onda di 21 cm. Questa riga è dovuta ad una transizione connessa alla struttura iperfine dell'idrogeno: sia il protone che l'elettrone hanno spin e momento magnetico, e la configurazione con gli spin allineati risulta energeticamente meno vantaggiosa di quella a spin opposti. Questa riga di emissione cade in una regione dello spettro dove è facile da riconoscere. (inversione dello spin)

9. Queste righe si presentano sia in assorbimento, quando alle spalle si trova una sorgente radio con un continuo importante, sia in emissione. In particolare, in emissione è tipicamente possibile notare due componenti, una stretta ed una debole ma larga. Questa evidenza viene interpretata nella seguente maniera: l'ISM è un mezzo a due fasi, una fredda (righe spettrali strette) con T ~102 K e n ~10 cm-3, distribuita in nubi, ed una calda diffusa, con T ~ 104 K e n ~ 0.1 cm-3. La fase calda, che è anche più rarefatta, mantiene confinate, ovvero in equilibrio di pressione, le nubi fredde, le quali sono troppo piccole per essere autogravitanti. Studi successivi hanno mostrato l'esistenza di una terza fase molto calda, con T ~ 106 K e n ~ 10 cm-3

10. La formazione stellare parte dal collasso di una nube di gas. Una nube collassa se la sua autogravità è sufficiente a superare la pressione termica: l'energia totale della nube (termica + gravitazionale) deve essere negativa. Consideriamo una nube sferica di gas perfetto, per semplicità uniforme, di raggio R, volume V = 4pR3/3, massa M, temperatura T, densità r = M/V e peso molecolare m. Perché la nube collassi la sua energia totale deve essere minore di zero. Scrivendo l'energia termica come e l'energia gravitazionale come la condizione si traduce in una condizione sulla massa della nube:

11. Tabella riassuntiva di alcune componenti dell’ ISM e del loro comportamento in relazione alla formazione stellare

12. L'ISM si manifesta in molti oggetti visibili singolarmente, generalmente associati a stelle giovani e brillanti o a stelle morenti. Nebulose oscure: in alcuni punti la luce di fondo delle stelle o delle regioni HII (vedi sotto) è completamente bloccata da piccole nubi molto dense, di forma irregolare o a volte sferoidale. Sono molto numerose nei grandi complessi di formazione stellare, ma si possono trovare anche come “buchi nel cielo", regioni dove non si vede nessuna stella. Nebulose a riflessione: l'ISM attorno ad alcune stelle (tipicamente) giovani è visibile tramite la radiazione riflessa dalle polveri. Questa radiazione presenta uno spettro con le stesse righe di assorbimento della stella, è molto blu, ed è polarizzata.

13. HST

16. Nebulosa di Orione Orion nebula (M42)‏

17. Il Cielo come laboratorio- Spettroscopia delle nebulose- 2008 Nebulosa Testa di Cavallo Horsehead nebula

18. NEBULOSE A EMISSIONE Regioni HII: le stelle molto luminose, di tipo O e B, sono spesso circondate da regioni di idrogeno ionizzato, che emettono uno spettro caratteristico, dominato da righe di emissione. (sfera di Stromgren) Nebulose planetarie: sono gli inviluppi delle stelle medio-piccole, espulsi alla fine della fase di gigante asintotica. Resti di supernova: sono causati dall'onda d'urto generata dall'esplosione di supernove. La loro emissione proviene sia da un inviluppo diffuso (radiazione di sincrotrone), sia da una rete di filamenti di gas confinato dai campi magnetici

19. Le Pleiadi (Open Cluster) Nebulosa a riflessione (tipico colore blu)

20. Helix Nebula Planetary Nebula

21. M1- Crab Nebula (Supernova Remnant)‏

22. I vari meccanismi di solito coesistono, di modo che in una regione nebulare si possono notare contributi di tutti i tipi, alcuni dei quali saranno predominanti e daranno quindi il carattere principale alla nebulosa osservata. Il carattere principale della nebulosa, che può risultare evidente anche ad un semplice esame visivo, è definitivamente descritto dall’esame della luce che da essa proviene, cioè dal suo spettro. Il tipo di spettro della luce proveniente da una sorgente è infatti intimamente connesso alle condizioni fisiche in cui la sorgente si trova, al tipo stesso di sorgente ed alla geometria del sistema che è sotto la nostra osservazione.

23. Tipi fondamentali di spettri

24. Livelli d’energia nell’atomo di H L’atomo come uno stadio ! n=5 n=4 n=3 n=2 n=1

25. n=5 n=4 n=3 n=2 n=1

26. n=5 n=4 n=3 n=2 n=1

27.   1 1        E E 13.6 (eV)‏   2 1 2 2 n n   2 1   n 2 2     E E ΔE 10.2 (eV)‏  2 1  n 1  1 Å   λ 1216 costante di Planck h = 6.6x10-27 erg s velocità della luce c = 3x1010 cm s-1

28. Il Cielo come laboratorio- Spettroscopia delle nebulose- 2008 4861 Å 1015 Å 6563 Å 1216 Å Atomo di H Attenzione Non tutti i salti fra livelli d’energia sono permessi Esistono delle regole, dette regole di SELEZIONE, imposte dalla meccanica quantistica!

29. A0 = AI A+ = AII A++ = AIII A+++ = AIV Le transizioni • Transizioni fra stati legati (bound-bound)‏ • Transizioni fra stati legati e stati liberi (bound-free, free-bound)‏ • Transizioni fra stati liberi (free-free)‏

30. transizioni fra stati legati

31. transizioni fra stati legati e liberi

32. A+ e- transizioni fra stati liberi

34. K=1/2 mev2 Energia cinetica Energia di ionizzazione E0 Bound-Free La fotoionizzazione

35. I II III IV H 13.6 He 24.6 54.4 O 13.6 35.1 54.9 77.4 N 14.5 29.6 47.5 77.5 S 10.4 23.3 34.8 47.3 cioè Condizione per avere fotoionizzazione: Potenziali di ionizzazione (eV)‏

36. La probabilità che un fotone ionizzante ( > 0) sia catturato da un atomo è uguale per qualsiasi fotone ionizzante di qualsiasi frequenza? NO! Essa dipende da -3, cioè è più bassa per fotoni ad alta frequenza, ossia per fotoni molto energetici.

37. Righe di ricombinazione La probabilità che un elettrone libero (con velocità v) sia catturato da un atomo è uguale per qualsiasi elettrone di qualsiasi velocità? NO! Essa dipende da v-2, cioè è più bassa per elettroni ad alta velocità, ossia per elettroni con energia cinetica elevata.

38. Ricombinazione a livello fondamentale Ricombinazione a cascata

39. m n emissività della riga densità di atomi con elettroni a livello m (cm-3)‏ probabilità di transizione spontanea dal livello m a livello n (s-1)‏ energia del fotone emesso (erg) Quanto impiega un elettrone a scaricarsi dal livello 2 al livello 1?

40. r Intensità di una riga di ricombinazione densità di colonna (cm-2)‏

41. 4 3 2 IH/IH 2.87 IH/IH 0.47 IH/IH 0.26 IH/IH 0.16 Popolazione dei Livelli Decremento di Balmer T=10 000 K

42. Il Cielo come laboratorio- Spettroscopia delle nebulose- 2008 H H H

43. H0 H+ + H0 H+ Rs I primi fotoni ionizzanti ad essere catturati saranno quelli con  = 0, gli ultimi saranno quelli più energetici, cioè con  >> 0, i quali si saranno allontanati di più dalla stella. Stella centrale Sfera di Strömgren Nube di H

44. Raggio di Stromgren I fotoni ionizzano l'idrogeno in una sfera il cui raggio viene determinato dall'equilibrio tra la ionizzazione e la ricombinazione degli atomi di idrogeno: Se è il numero di ricombinazioni dell'idrogeno per unità di volume e di tempo ( essendo  il coefficiente di ricombinazione np ed ne le densità in numero di protoni ed elettroni, supposti uguali) ed N* il numero di fotoni ionizzanti emessi dalla stella nell'unità di tempo, il raggio della Sfera di Stromgren deve essere tale che: Del resto è: Quindi:

45. Allora: Da cui infine: Stelle di tipo spettrale maggiore di B emettono troppo pochi fotoni ionizzanti per generare sfere di Stromgren significative.

46. Tipo spettrale T (K)‏ QH (s-1)‏ Rs (pc)‏ O5 47 000 5 x 1049 24 O7 38 500 7 x 1048 12 O9 34 500 2 x 1048 8 B1 22 600 3 x 1045 1 Temperatura superficiale della stella (K)‏ Raggio della sfera di Strömgren (pc)‏ Densità di idrogeno (cm-3)‏ Numero di fotoni ionizzanti (s-1)‏ NH=10 cm-3

47. Le righe Proibite Una riga proibita si origina quando un elettrone, in un atomo eccitato, salta da un livello metastabile ad un livello ad energia minore. In circostanze normali (alte densità di particelle >108 per cm3) un tale elettrone sarebbe immediatamente rimosso dal livello metastabile per collisione e non avrebbe il tempo di emettere un fotone. In una situazione come quella delle nebulose planetarie, il tempo medio tra le collisioni va da 10 a 10.000 sec, e quindi, quando ioni come OII ed OIII, NII si portano ad un livello metastabile mediante essi permangono indisturbati fino a procedere ad una comune transizione radiativa. Una grande frazione degli ioni fortemente eccitati possono possedere tali livelli molto popolati e praticamente ogni ione scende al livello fondamentale mediante emissioni proibite. D'altra parte i livelli metastabili sono assai comuni, e le transizioni proibite rendono conto di una grande frazione, anche il 90% o più, dell'emissione di nubi di gas a bassissime densità (regioni HII, nebulose planetarie, corona solare, AGN). vedi appunto in formato pdf, in inglese, scaricabile dal sito

48. Il Cielo come laboratorio- Spettroscopia delle nebulose- 2008 4861 Å 1015 Å 6563 Å 1216 Å Atomo di H Attenzione Non tutti i salti fra livelli d’energia sono permessi Esistono delle regole, dette regole di SELEZIONE, imposte dalla meccanica quantistica. In base a tali regole, la probabilità di alcune transizioni è estremamente bassa, non nulla!

49. 4363 Å 5007 Å 4959 Å Righe proibite Livelli metastabili [O III]

50. Il Cielo come laboratorio- Spettroscopia delle nebulose- 2008 [O III] H [O II] H [Ne III] He II [N II] [O III] H [O I] [S II] He I M 57