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Il Mezzo Interstellare (ISM)

Il Mezzo Interstellare (ISM). Andrea Tarchi Istituto di Radioastronomia - CNR Osservatorio Astronomico - INAF Cagliari. La scoperta della polvere interstellare. William Herschel (1738-1822) Rotazione assiale di Marte e Giove Scoperta di Urano "Holes in the sky".

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Il Mezzo Interstellare (ISM)

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Presentation Transcript

  1. Il Mezzo Interstellare (ISM) Andrea Tarchi Istituto di Radioastronomia - CNR Osservatorio Astronomico - INAF Cagliari

  2. La scoperta della polvere interstellare • William Herschel (1738-1822) • Rotazione assiale di Marte e Giove • Scoperta di Urano • "Holes in the sky"

  3. La scoperta della polvere interstellare Coalsack Nebula

  4. La scoperta della polvere interstellare ASSORBIMENTO? • William Herschel (1738-1822) • Rotazione assiale di Marte e Giove • Scoperta di Urano • "Holes in the sky"

  5. Polvere interstellare La scoperta della polvere interstellare Robert Julius Trumpler (1886-1956) Studi su distanze, dimensioni e distribuzione spaziale degli ammassi stellari aperti (Trumpler 1930)

  6. La scoperta della polvere interstellare a) Gli ammassi lontani sono TUTTI intrinsecamente più grandi? b) Effetto di selezione? c) Gli ammassi lontani sono TUTTI intrinsecamente più deboli? d) Aumento dell'oscuramento con la distanza?

  7. La polvere interstellare La polvere interstellare (interstellar dust) è composta di grani di silicati (es. sabbia) o composti contenenti carbone (es. grafite). • La polvere interstellare provoca: • l'estinzione (extinction) della luce stellare attraverso una combinazione • di assorbimento e scattering • l'arrossamento (reddening) della luce stellare a causa della dimensione • dei grani (< della λ ottica) • la polarizzazione (polarization) della luce stellare eliminando la luce • con vettore di polarizzazione || all'asse maggiore del grano

  8. La scoperta del gas interstellare J. Hartmann (1904) "Investigations on the spectrum and orbit of delta Orionis" Linee di assorbimento Ca ionizzato `stazionarie' verso un sistema binario origine esterna al sistema? Spostamento `fisso' dovuto a componente || alla l.o.s. della velocita' della nube, ma varia su tempi scala > di quelli del periodo orbitale della binaria

  9. Lo spazio interstellare non e' vuoto!!! La scoperta del gas interstellare • Le righe interstellari erano piu' strette di quelle delle fotosfere stellari. • Le velocita' radiali dell'assorbimento mostravano la doppia sunusoide, ma con ampiezza corrispondente alla meta' della distanza della stella. Il gas assorbente e' relativamente freddo, composto da nubi diffuse

  10. Diverse manifestazioni nell'ottico delle nebulose gassose Polvere e gas nello spazio interstellare sono mischiati in nubi chiamate Nebulose gassose (gaseous nebulae) La polvere e' percentualmente poca (Galactic dust-to-gas mass ratio ~ 1%), ma e' importante per il suo forte effetto oscurante

  11. Diverse manifestazioni nell'ottico delle nebulose gassose • L'aspettodelle Nebulose gassose dipendedalla: • frequenza a cui vengono osservate • loro distanza dalle stelle circostanti

  12. Bloccano la luce delle stelle Sono gli `holes in the sky' di Herschel Qualche stella e' di fronte Sono siti di formazione stellare Bok globules in IC2948 Dark nebulae B92 and B93 in Sagittarius Horsehead Nebula Diverse manifestazioni nell'ottico delle nebulose gassose Hanno forme regolari Sono auto-gravitanti Siti di formazione stellare? Dark Nebulae

  13. Diverse manifestazioni nell'ottico delle nebulose gassose Un gas o della polvere circondanta da una o piu' stelle puo' brillare di luce riflessa (Hubble; Russell 1922) La reflection nebula risulta piu' blu a causa dello "scattering selettivo" Reflection Nebulae Le Pleiadi

  14. Diverse manifestazioni nell'ottico delle nebulose gassose La planetary nebula e' simile ad una regione HII, ma l'oggetto eccitante e' un stella calda nelle sue fasi evolutive finali E' solitamente piu' densa e compatta di una regione HII visibile nell'ottico Planetary Nebulae

  15. Diverse manifestazioni nell'ottico delle nebulose gassose Gli atomi di idrogeno in una nube interstellare vicino ad una stella calda (di tipo spettrale O o B) e' esposta a forte radiazione UV Se l'energia dei fotoni > limite Lyman = 13.6 eV (=91.1 nm) -> HI diventa HII Sfera di Stromgren: volume dove la radiazione stellare mantiene l'equilibrio fra ionizzazione e ricombinazione dell'H Thermal Emission Nebulae (HII Regions) 30 Doradus Nebula; the Tarantula

  16. Diverse manifestazioni nell'ottico delle nebulose gassose Le ricombinazioni producono: fluorescenza p + e- Thermal Emission Nebulae (HII Regions) H eccitato Cade nello stato fondamentale ed emette vari fotoni Un fotone Lyman -> fotone di riga Lyman α + fotone di riga Balmer + fotoni di continuo o riga con energie piu' basse

  17. Diverse manifestazioni nell'ottico delle nebulose gassose Quindi, se: un fotone Lyman -> fotone di riga Lyman α + fotone di riga Balmer + fotoni di continuo o riga con energie piu' basse Thermal Emission Nebulae (HII Regions) Misurare il flusso de fotoni Balmer (nel visibile) Misurare il flusso UV (H. Zanstra) La temperatura superficiale della stella es. > 104 K per le planetary nebulae; cores di stelle evolute

  18. Diverse manifestazioni nell'ottico delle nebulose gassose Collisioni possono riscaldare le regioni HII (cessione di energia cinetica portata da elettroni liberi con eccesso di energia) Collisioni possono raffreddare le regioni HII (eccitazione di atomi non completamente ionizzati, es. O, che si diseccitano radiativamente emettendo fotoni che scappano via) Dall'equilibrio fra riscaldamento e raffreddamento: Thermal Emission Nebulae (HII Regions) HI region 104 K 102 K HII region

  19. Diverse manifestazioni nell'ottico delle nebulose gassose A temperature di 104 K le collisioni sono troppo deboli per eccitare l'H, ma possono farlo con atomi relativamente abbondanti, es. OII, SII, OIII In condizioni di forte rarefazione la diseccitazione puo' avvenire radiativamente e non come di solito avviene sulla Terra collisionalmente (a causa della densita') o in laboratorio (a causa del basso numero di particelle) Thermal Emission Nebulae (HII Regions) Linee proibite[Forbidden lines](Bowen 1927) (es. Green lines [OIII]λ4959; [OIII] λ5007..."nebulium")

  20. Diverse manifestazioni nell'ottico delle nebulose gassose Dal momento che le Forbidden Lines si originano principalmente da collisioni, dalla loro intensita' si possono derivare per le regioni HII ottiche. Esiti principali Thermal Emission Nebulae (HII Regions) • Densita' (n ~ 10-103 particelle cm-3) • Temperature (T ~ 104 K) • Composizione chimica (simile a quella delle stelle di Pop. I)

  21. Diverse manifestazioni nell'ottico delle nebulose gassose The "Leviathan of Parsontown", in Birr Castle (72" speculum mirror) Nonthermal Emission Nebulae (Supernova Remnants) William Parsons (1800-1867), the Third Earl of Rosse

  22. Diverse manifestazioni nell'ottico delle nebulose gassose Parte amorfa: Synchrotron radiation Parte filamentare: Similar to HII regions Nonthermal Emission Nebulae (Supernova Remnants) Crab Nebula

  23. Diverse manifestazioni nell'ottico delle nebulose gassose Filamenti Spostamento Doppler delle righe di emissione Moti propri dei filamenti Nonthermal Emission Nebulae (Supernova Remnants) Duncan 1921 Espansione isotropa da un debole oggetto centrale Iniziata circa nove secoli fa 4 Luglio 1054 A. D. (Cina, Costellazione del Toro)

  24. Diverse manifestazioni nell'ottico delle nebulose gassose Filamenti Studi sulla composizione chimica dei filamenti in varie SNe Nonthermal Emission Nebulae (Supernova Remnants) Spesso contengono elementi pesanti • I filamenti sono espulsi da stelle evolute • Le esplosioni di SNe arricchiscono l'ISM di elementi pesanti

  25. Diverse manifestazioni nell'ottico delle nebulose gassose Zona nebulosa amorfa Spettro continuo & Forte Polarizzazione (anche nel radio) Nonthermal Emission Nebulae (Supernova Remnants) E' emissione di sincrotrone !!!(Alfven et al.; Shklovskii) Emissione termica Regioni HII Emissione non-termica Resti di Supernova (SNR)

  26. ~ cost (~ ν -0.1) ~ ν 2 Log Iν Log ν Ott. spessa Ott. sottile Brevissime su meccanismi di emissione Emissione di Bremsstrahlung (termica) • Emessa da elettroni accelerati durante lo scattering con nuclei di atomi • E' chiamata free-free perche' l'elettrone, pur emettendo energia, passa da uno stato non-legato ad un altro non-legato • Emissivita' specifica(assumendo per gli elettroni una distribuzione di velocita' maxwelliana): = Fattore di Gaunt medio (Tabulato)

  27. 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

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