Le Galassie: il mezzo interstellare. Tuesday, October 15, 13

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1 Le Galassie: il mezzo interstellare

2 Gas ionizzato caldo (T~ K) Oltre 10 7 K (kte ~ 860 ev) il gas ionizzato collisionalmente emette radiazione di frenamento (Bremsstrahlung o free-free; interazione ione-elettrone). Nel caso otticamente sottile la luminosità per unità di volume è: L = N 2 ff(t e ) ff(t e ) T 0.5 e erg cm 3 s 1 Il tempo di cooling (più è caldo più è lungo) è quindi: t cool Nk BT e N 2 ff(t e ) yr Lo spettro mediato sulla distribuzione Maxwelliana degli elettroni con Te ha una dipendenza spettrale del tipo: L energia tipica dei fotoni è h T e 10 7 K 0.5 N 1 cm 3 1 h ff(,t e ) exp kt e T e kt e 2.6 kev K G. Risaliti Fisica delle galassie (2013/2014) 2

3 Gas ionizzato caldo (T~ K) M82 visibile (stelle) In galassie ad elevato tasso di formazione stellare (starburst) il gas caldo è principalmente distribuito al di fuori del disco in forti outflows. infrarosso (PAH-polvere) raggi-x (gas caldo) NGC3079 G. Risaliti Fisica delle galassie (2013/2014) 3

4 Gas ionizzato caldo (T~ K) M82 Risultato recente su un Nucleo Galattico Attivo: Cavita X: gas caldo NGC3079 G. Risaliti Fisica delle galassie (2013/2014) 4

5 Gas Atomico Neutro (HI) Struttura iperfine del livello fondamentale dell H spin elettrone S=1/2 spin protone I=1/2 momento angolare orbitale del livello fondamentale L=0 momento angolare totale F=I+S, con numero quantico F=1,0 molteplicità g=2f+1 Frequenza della transizione F(1 0): ν 10 = GHz λ 10 =21.1 cm ΔE/k = K kt ex ΔE = hν 10 essenzialmente in tutti i casi (la stessa radiazione di fondo cosmico ha T=2.7 K) G. Risaliti Fisica delle galassie (2013/2014) 5

6 Gas Atomico Neutro (HI) La transizione F(1 0) è proibita (ΔL=0), il coefficiente di Einstein per transizione spontanea è bassissimo: A 10 = 2.85 x s -1 ovvero si ha una transizione ogni A 10-1 = 11 Myr! Tuttavia l enorme quantità di idrogeno neutro presente nelle galassie (e nella MW in particolare) consente di vedere la riga a 21 cm. NOTA: questa riga non è stata scoperta in laboratorio (perché?), è stata prevista nel 1945 da van de Hulst (dottorando di Oort) e scoperta nel 1951 da Ewen & Purcell con osservazioni sul piano galattico; la densità critica è bassissima N c = A 10 /C 10 ~ 3x10-5 cm -3 il gas ha quasi sempre N N c G. Risaliti Fisica delle galassie (2013/2014) 6

7 Gas Atomico Neutro (HI) Riga proibita: livello F=1 eccitato da collisioni con altri atomi di H, N Nc ( equilibrio termodinamico), Tex E = hν comporta N 1 N 0 = g 1 g 0 e h /kt ex 3 T ex per HI è detta temperatura di spin T S ed in genere T S =T kin (ovvero distribuzione termica degli atomi H 0 ) Nel caso otticamente sottile: ovvero: J 10 = 3 4 h 10 4 A 10 N(HI) J 10 = h 10 4 N 1A 10 N N(HI) N N(HI) L emissività è proporzionale alla densità del gas (siamo nel regime N>>Nc ed in questo caso l emissività cresce (solo) linearmente con la densità). L 10 =4 J 10 V olume M(HI) da L10 si ricava la massa di HI! G. Risaliti Fisica delle galassie (2013/2014) 7

8 Gas Atomico Neutro (HI) La massa globale di HI relativa alla massa in stelle (ma anche rispetto alla massa totale) è più alta per le galassie late significa che queste ultime hanno convertito ancora poco gas in stelle, relativamente alle galassie early ovvero sono in uno stadio evolutivo molto meno avanzato Luminosità nel vicino IR (~massa stellare) M(HI) G. Risaliti Fisica delle galassie (2013/2014) 8

9 Il Gas Molecolare Approssimazione di Born-Oppenheimer: Massa dei nuclei massa degli elettroni i nuclei si muovono molto più lentamente degli elettroni si possono separare le funzioni d onda in una parte elettronica e una parte nucleare E E rot + E vib + E el E rot ev E vib ev E el 1 10 ev lontano IR -mm vicino-medio IR visibile e UV La gran parte delle nubi molecolari hanno temperature 10 K < T < 100 K ovvero 10-2 ev< kt < 10-3 ev Il grosso dell energia (e quindi del cooling) viene emessa da transizioni rotazionali. Nel seguito ci concentriamo sulle transizioni rotazionali (λ~mm). [le transizioni vibrazionali ed elettroniche sono comunque molto importanti in quanto forniscono informazioni molto importanti sulla fisica del gas] G. Risaliti Fisica delle galassie (2013/2014) 9

10 Il Gas Molecolare Per le rotazioni l approssimazione di Born-Oppenheimer si traduce nell approssimazione di rotatore rigido che fornisce i seguenti livelli energetici: E J = J(J+1) B dove B = 2 /2I e I=m 12 r 12 2 è il momento di inerzia della molecola (m 12 =massa ridotta, r 12 =distanza fra i nuclei) I livelli energetici sono quindi separati da ΔE J = 2B (J+1) Per le due molecole più abbondanti, H 2 e CO G. Risaliti Fisica delle galassie (2013/2014) 10

11 Il Gas Molecolare H2 non ha momento di dipolo elettrico (perché è una molecola simmetrica) quindi può effettuare solo transizioni di quadrupolo elettrico, i.e. ΔJ = ±2. Questo (assieme al fatto che ha un momento d inerzia molto piccolo, e quindi un B molto grande) rende le transizioni rotazionali possibili solo fra livelli con un ΔE molto elevato rispetto ad altre molecole righe H2 sono osservabili (nel mid-ir) solo in regioni molecolari abbastanza calde (T>300K, rare); le transizioni H2 non sono buoni traccianti del gas molecolare complessivo in una galassia. G. Risaliti Fisica delle galassie (2013/2014) 11

12 Il Gas Molecolare Le transizioni rotazionali del CO (la seconda molecola più abbondante dopo H2) sono i migliori traccianti del gas molecolare freddo (ovvero la gran parte del gas molecolare. tuttavia la densità critica di queste transizioni è abbastanza bassa N c (CO) ~ cm -3 per tracciare il gas molecolare denso (n > cm -3 ) bisogna osservare altre molecole che hanno densità critiche più elevate e.g.: N c (NH 3 ) ~ 10 5 cm -3 N c (CS) ~ 10 6 cm -3 N c (HCN) ~ 10 7 cm -3 tuttavia l emissione complessiva delle transizioni rotazionali di queste molecole è molto minore di quella del del CO (almeno un fattore ~10) perchè sono più rare. G. Risaliti Fisica delle galassie (2013/2014) 12

13 La molecola CO Il CO (= 12 C 16 O) è talmente abbondante che per quasi tutte le nubi molecolari le righe rotazionali sono otticamente spesse, ovvero si autoassorbono e nelle osservazioni CO vediamo solo la parte più esterna delle nubi (ovvero τ < 1). Per riuscire ad osservare le parti più interne delle nubi bisogna osservare transizioni di molecole rare, es. CO formato da isotopi più rari come il 13 C 16 O o il 12 C 17 O, le cui transizioni sono otticamente sottili, ma sono molto più deboli. τ = 1 Essendo le righe del CO otticamente spesse, in linea di principio la loro luminosità non dovrebbe tracciare la massa di CO e tanto meno la massa di gas molecolare. G. Risaliti Fisica delle galassie (2013/2014) 13

14 La molecola CO Tuttavia se la singola nube è auto-gravitante, e in equilibrio viriale, le osservazioni mostrano che la luminosità della riga CO è proporzionale alla massa dinamica della nube L CO = α M dyn ~ α M(H 2 ) nelle nubi molecolari la gran parte della massa è in H 2 α = fattore di conversione che però non è costante, e può dipendere dalle condizioni del gas (temperatura, densità, metallicità) Per una galassia esterna l emissione CO osservata è la somma delle emissioni delle singole nubi molecolari (che non si assorbono reciprocamente perchè le velocità rotazionali differenziali nel disco spostano la frequenza delle righe CO per effetto Doppler) L CO si traduce in un contantore di nubi e fornisce la massa globale di gas molecolare M(H 2 ). G. Risaliti Fisica delle galassie (2013/2014) 14

15 Formazione delle molecole Come si formano le molecole? H 2 si forma principalmente sulla superficie dei grani di polvere H H H 2 grano di polvere attaccamento al grano migrazione sul grano formazione H 2 e distacco La probabilità di formazione diretta di H 2 nell ISM è 10 8 volte più bassa! la polvere è un elemento fondamentale per la formazione di H 2 Problema della formazione del gas molecolare nelle galassie primordiali, che sono prive di polvere (perché prive di metalli), ma necessitano H 2 per formare le primissime stelle (per raffreddare gas e permettere collasso). Nelle nubi molecolari poi si hanno numerose reazioni chimiche che portano alla formazione di molecole complesse. G. Risaliti Fisica delle galassie (2013/2014) 15

16 Il Gas Molecolare La componente molecolare del gas nelle galassie consiste principalmente di due parti: Nubi molecolari diffuse: T~ 30-80K, N~ cm -3 Nubi molecolari dense: T~ K, N~ cm -3 Le nubi molecolari dense sono le nubi auto-gravitanti dove avviene la formazione stellare: - formano grossi complessi noti come Giant Molecular Clouds (GMC) (dimensioni pc, 10 4 <M<10 6 M, N~10 3 cm -3 ) - ospitano anche i cores molecolari che sono le unità molecolari più dense (N~10 6 cm -3, r<1 pc) che sono prossime o in fase di di collasso per la formazione di stelle singole. G. Risaliti Fisica delle galassie (2013/2014) 16

17 Nelle galassie esterne si osservano in genere solo le molecole che emettono le transizioni più forti (CO,HCN,CS,HCO+,...) Ma nel mezzo interstellare della nostra galassia (più vicino!) sono state scoperte altre ~120 molecole che producono una vera e propria foresta di righe nelle bande mm-submm.

18 Il Gas Molecolare Il gas molecolare (tracciato dalle righe del CO) nelle galassie è distribuito spesso principalmente lungo i bracci a spirale (nelle nubi molecolari giganti) riproduce, in genere, la morfologia delle zone di formazione stellare.

19 Gas atom. e mol. nelle spirali M(Gas)/M(Dinamica) M(Molecolare)/M(Atomico) M gas /M dyn è maggiore nei tipi late Nei tipi late la gran parte del gas è rimasto atomico... mentre nelle early il poco gas è molecolare pronto a formare stelle

20 La Polvere Importanza della polvere nell evoluzione e nelle proprietà osservative delle galassie: La polvere favorisce la formazione delle molecole formazione stellare La polvere assorbe la radiazione ottica-uv alterando lo spettro delle galassie (specialmente quelle giovani) L emissione termica della polvere consente l identificazione di galassie ad alto redshift tramite osservazioni sub-mm G. Risaliti Fisica delle galassie (2012/2013) ) 20

21 Grani di polvere nell ISM Dimensioni tipiche fra 50Å e 1μm Composti tipicamente di silicati e grafite, ma contengono anche molti altri composti (C, SiO, SiC, H2O, Fe3O4, Fe3C, Al2O3, MgSiO3,...) G. Risaliti Fisica delle galassie (2012/2013) ) 21

22 Formazione dei grani I grani si formano principalmente nelle atmosfere di stelle fredde evolute (principalmente AGB) dove le condizioni fisiche sono ottimali (T~1500K, N~10 10 cm -3 ) per la condensazione di diversi metalli. I grani vengono poi dispersi nell ISM dai venti stellari. G. Risaliti Fisica delle galassie (2012/2013) ) 22

23 Formazione dei grani Un importante conseguenza di questo meccanismo di produzione è che sono necessari >10 9 anni per produrre significative quantità di polvere, ovvero il tempo necessario perchè i progenitori delle AGB (massa intermedia) evolvano dalla sequenza principale Massa in polvere (M )! prime AGBs ~40 Myr... AGBs! ma il grosso della polvere (>90%) prodotto dopo 1 Gyr Etaʼ (Gyr)! G. Risaliti Fisica delle galassie (2012/2013) ) 23

24 Formazione dei grani I grani di polvere possono crescere ulteriormente nell ISM, per: accrescimento dalla fase gassosa coagulazione di grani I grani di polvere possono essere distrutti o frammentati da: Intesi campi di radiazione ( alta temperatura sublimazione) Onde d urto (es. da Supernovae) Collisioni fra grani G. Risaliti Fisica delle galassie (2012/2013) ) 24

25 Formazione dei grani G. Risaliti Fisica delle galassie (2012/2013) ) I grani di polvere costituiscono solo ~1% della massa dell ISM, ma possono contenere un elevata frazione di metalli, alcuni dei quali sono quasi completamente assenti dalla fase gassosa perché principalmente condensati in grani. Elemento He 1 C 0.4 N 1 O 0.6 Ne 1.0 Na 0.2 Mg 0.2 Al 0.01 Si 0.03 P 0.25 S 1 Cl 0.4 Ar 1 Fe 0.01 Frazione in fase gassosa 25

26 Formazione dei grani Problema: presenza di polvere ad altissimo redshift (z~6): tempo insufficiente per produrre polvere nelle AGB. Possibile alternativa: supernovae G. Risaliti Fisica delle galassie (2012/2013) ) 26

27 Effetti osservativi della polvere ESTINZIONE assorbimento + scattering EMISSIONE TERMICA radiazione blu più assorbita e più diffusa radiazione UV-ottica aumenta T radiazione IR G. Risaliti Fisica delle galassie (2012/2013) ) 27

28 Estinzione da polvere F ( )=F 0 ( ) e ( ) = F 0 ( ) 10 A( )/2.5 nube di polvere spessore ottico spessore geometrico densità grani densità di colonna dei grani ( )=Dk( )=Dn d ext ( )=N d ext ( ) D (assumendo tutti i grani uguali) sezione d urto (dipende solo dalle proprietà dei grani) ext ( )=Q ext (,a) geom = Q ext (,a) a 2 dimensione efficienza di grano estinzione relativa a quella geometrica sezione d urto geometrica se grano sferico di raggio a Q ext (,a)=q abs (,a)+q sca (,a) efficienza di estinzione divisa in efficienza di assorbimento ed efficienza di scattering G. Risaliti Fisica delle galassie (2012/2013) ) 28

29 Estinzione da polvere In realtà i grani hanno una distribuzione di dimensioni (a min < a <a max ) e sono costituiti da diversi tipi (i): ( )= i amax a min N i d(a) Q i ext(,a) a 2 da in genere si assume che la distribuzione di dimensione dei grani sia una semplice legge di potenza: N d (a) a b Per il mezzo interstellare diffuso nella nostra galassia un buon fit alla curva di estinzione osservata si ha con: b = -3.5, a min = µm, a max = 0.25 µm G. Risaliti Fisica delle galassie (2012/2013) ) 29

30 Estinzione da polvere La curva di estinzione, ovvero τ(λ)/τ(λ 0 ) = A(λ)/A(λ 0 ), può essere determinata dallo spettro di stelle di cui si presume di sapere la forma intrinseca. F 0 (λ) F(λ) = F 0 (λ) e τ(λ) λ λ E un metodo che si può applicare solo nella Via Lattea e nelle galassie più vicine. G. Risaliti Fisica delle galassie (2012/2013) ) 30

31 Estinzione da polvere In genere la curva di estinzione cresce al diminuire della lunghezza d onda (dovuto ai tanti grani piccoli che sono molto efficaci nell assorbire λ corte) ~1/λ 2 ~1/λ bump della grafite a 2175 Å Significative variazioni nella curva di estinzione fra l ISM diffuso della MW e quello della LMC e SMC (Z più basse e intensità di radiazione stellare maggiore). Inoltre, anche all interno della MW ci sono forti variazioni. Nell infrarosso si ha quindi molta meno estinzione che nell ottico e si possono penetrare le nubi di polvere (AK ~ 0.1 AV). G. Risaliti Fisica delle galassie (2012/2013) ) 31

32 Ottico

33 Ottico + Vicino IR

34 Ottico + Vicino IR Ottico

35 Ottico + Vicino IR Ottico + Vicino IR

36 Estinzione da polvere L estinzione ad una certa λ può essere scritta come A(λ) = f(λ) A V dove f(λ) è la curva di estinzione, che dipende unicamente dalle proprietà dei grani, mentre A V è l estinzione in banda V che dipende anche dalla quantità di polvere lungo la linea di vista. Spesso si utilizzano le righe dell idrogeno (di cui si conoscono i rapporti), es. il decremento di Balmer Hα/Hβ, per stimare l estinzione L(H ) L(H ) eff H (H0,T e ) eff H (H0,T e ) 3 per T e = 10 4 K oss F (H ) = F (H ) em 10 (A H A H )/2.5 F (H ) F (H ) oss F (H ) 3 10 A V [f(h ) f(h )]/2.5 F (H ) data una curva di estinzione f(λ) (spesso assunta) si ricava A V G. Risaliti Fisica delle galassie (2012/2013) ) 33

37 Estinzione da polvere La presenza di polvere spesso altera fortemente lo spettro osservato di una galassia. Correggere l effetto di estinzione e ricavare lo spettro e luminosità intrinseche è spesso uno dei principali problemi nella caratterizzazione delle galassie (specialmente quelle con elevato tasso di formazione stellare). G. Risaliti Fisica delle galassie (2012/2013) ) 34

38 Estinzione da polvere All estinzione contribuiscono assorbimento e scattering della radiazione radiazione ottica/uv non polarizzata l assorbimento provoca riscaldamento del grano emissione termica IR radiazione IR termica radiazione scattered polarizzata se c è una direzione preferenziale di scattering allora la radiazione riflessa risulta polarizzata linearmente. G. Risaliti Fisica delle galassie (2012/2013) ) 35