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Perche’ IR e mm?

Perche’ IR e mm?. Perche’ IR e mm?. Le nubi molecolari contengono polvere Regioni di estinzione molto grande L’estinzione diminuisce al crescere della lunghezza d’onda. Why Infrared ?. Why Infrared ?. Perche’ IR e mm?.

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Perche’ IR e mm?

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Presentation Transcript

  1. Perche’ IR e mm?

  2. Perche’ IR e mm? • Le nubi molecolari contengono polvere • Regioni di estinzione molto grande • L’estinzione diminuisce al crescere della lunghezza d’onda

  3. Why Infrared ?

  4. Why Infrared ?

  5. Perche’ IR e mm? • Le nubi molecolari, i cores molecolari, le protostelle, i dischi circumstellari, i pianeti, etc. sono freddi • emettono solo a bassa frequenza  = B(T) k

  6. Righe IR e millimetriche • Nubi molecolari, cores, etc: T~10 K  max~ 500 microns • Righe di molecole, anche complesse, nel millimetrico • (CO, H2) • Dischi circumstellari: T= 200010 K • Dall’IR vicino al millimetrico, molecole e polvere • (CO) • Interfaccia tra nubi molecolari e regioni HII: T~1000K • Righe di elementi neutri e ionizzati una volta nel lontano IR • (CII, OI) • Righe vibrazionali dell’H2 • (PAHs) • Regioni HII estinte: T=10000K • Righe di elementi ionizzati • (HII, NII, SII)

  7. nj ni hji Un atomo / molecola a 2 livelli A21= emissione spontanea (s-1) B12 J= eccitazione radiativa (s-1) B21 J= emissione stimolata (s-1) C12 = rate di eccitazione collisionale (cm3 s-1) C12=C21 g2/g1 exp(-h/kT) n1 (ne C12+ B12J) = n2 (ne C21 + A21 + B21J) Se I processi radiativi sono trascurabili  LTE • in generale, le collisioni dominanti sono con gli elettroni • se il gas e’ molto neutro, le collisioni avvengono con H o H2 •  La popolazione dei livelli dipende dal campo di radiazione: un sistema di equazioni non lineari

  8. Equazione del trasporto

  9. Il campo di radiazione Je’ dominato dalla emissione di riga (riga otticamente spessa) n1 ne C12 = n2 (ne C21 + A21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 dan1)

  10. S Se S e’ ~ cost. andamento asintotico Che cosa e’ la probabilita’ di fuga? Large velocity gradient (LVG) e’ una quantita’ locale

  11. T I21 massa del gas riga sottile 21=1 riga spessa  21 Un gas in LTE emette righe! I21 superficie

  12. T T Assorbimento ed emissione T Per avere righe di assorbimento occorre una sorgente continua di background gas freddo (Tgas<Tstar)  assorbimento gas caldo (Tgas>Tstar) emissione Emissione o assorbimento? E se Tgas≠cost? Assorbimento Emissione

  13. CO v=2-1 in HD141569 Dischi circumstellari • Il disco e’ scaldato dalla radiazione stellare: LA SUPERFICIE E’ PIU’ CALDA DEL MIDPLANE RIGHE IN EMISSIONE!

  14. superficie midplane -5 -6 -8 Se un disco e’ molto “attivo”

  15. Se un disco e’ molto “attivo” Il midplane diventa piu’ caldo della superficie Righe in assorbimento V1515 Cyg

  16. Se il gas ha un campo di velocita’? Profili P-Cygni Vento stellare assorbimento blu Gas in accrescimento assorbimento rosso

  17. Espulsione di materia dal disco Accrescimento di materia sulla stella Accrescimento e perdita di massa avvengono simultaneamente nelle stelle T Tauri Rotazione e campo magnetico

  18. Esistono cores in collasso gravitazionale? Si, ma e’ stato molto difficile trovarli NGC133- IRAS4 Di Francesco et al. 2001

  19. Kinematical detection of infalling gas • E’ possibile rivelare i moti di “infall” del gas molecolare mediante l’osservazione di traccianti accuratamente selezionati Tr Tb

  20. Perchè è stato così difficile rivelare infall? • Le prime osservazioni sono state rivolte alle molecole più abbondanti (e.g. CO) • Sono stati rivelati moti di diverse decine di km/s... …ma nel verso sbagliato!! Snell et al. 1980

  21. fine • Perche’ osservare a grandi lunghezze d’onda • Popolazione dei livelli, probabilita’ di fuga • Righe di emissione e di assorbimento • Ex: righe di emissione e di assorbimento nei dischi circumstellari • Profili P-Cygni (blushifted, reshifted) • Ex: infall and outflows nelle stelle di pre-sequenza principale; accrescimento magnetosferico • Ex: Cores molecolari in collasso

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