Le Galassie: il mezzo interstellare. Lezione 7

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1 Le Galassie: il mezzo interstellare Lezione 7

2 Il cooling time L cooling Molecole (mm) X 0, X + (FIR, Opt, UV) Righe proibite (Opt, IR) Righe risonanti (UV, soft X(< 2keV)) Free-free Righe risonanti Fe (X) Z = Z N atomi cm -3 ; densità di energia proporzionale a ~ NkBTe; luminosità L per unità di volume; il cooling time (~E/L) è t cool NT e L Se il gas è otticamente sottile L = N 2 Λ(T e ) t cool T e NΛ(T e ) 2

3 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 Λ ff (T e ) Λ 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 Λ 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 Te 10 7 K 0.5 N 1 cm 3 1 Λ ff (ν,t e ) exp hν kt e T e K hν kt e 2.6 kev 3

4 Gas ionizzato caldo (T~ K) Immagini nei raggi X soffici (0.5-2 kev) mostrano la chiara presenza di gas diffuso caldo visibile 4-8 kev kev Ottico A volte distribuito nei bracci a spirale ma con un contrasto meno evidente. Le sorgenti puntiformi blu che emettono nei raggi X duri sono principalmente binarie X. 4

5 Gas ionizzato caldo (T~ K) M82 visibile (stelle) In galassie ad elevato tasso di formazione stellare (starburst vedi prossime lezioni) il gas caldo è principalmente distribuito al di fuori del disco in forti outflows. infrarosso (PAH-polvere) raggi-x (gas caldo) NGC3079 5

6 Gas ionizzato caldo (T~ K) Gas caldo: T ~ 10 6 K, N ~ cm -3, ovvero estremamente rarefatto Ma ha la stessa pressione delle nubi dense di gas HI freddo (T ~ 80 K, N ~ 40 cm -3 ) : P/kB = NT = 3000 K cm -3 il gas caldo rarefatto e le nubi fredde dense sono in equilibrio di pressione il gas caldo confina le nubi HI T~ 10 6 K N~ 0.003cm -3 Origine del gas caldo: riscaldato da shocks dovuti ad esplosioni di supernovae. Gli shocks molto veloci dovuti all espulsione di materia dalle supernovae possono portare il gas a temperature molto elevate T~ 80K N~ 40cm -3 6

7 Gas ionizzato caldo (T~ K) Un elevato numero di SN (es. in galassie starburst) può creare una bolla gigante ( superbubble ) di gas molto caldo, con pressione molto superiore all ISM si espande fino ad avere dimensioni superiori al disco gassoso, trova un mezzo esterno al disco a pressione molto bassa esplode creando un superwind piano del disco M82 7

8 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) 8

9 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 9

10 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 hν/kt ex 3 N N(HI) N N(HI) 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 hν 10 4π A 10 N(HI) J 10 = hν 10 4π N 1A 10 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 =4πJ 10 V olume M(HI) da L10 si ricava la massa di HI! 10

11 Gas Atomico Neutro (HI) La distribuzione di gas atomico HI è molto estesa mentre nella regione centrale delle galassie c è spesso un deficit di HI. M81 HI distribuito principalmente sui bracci a spirale ma c è anche una componente più diffusa. 11

12 Gas Atomico Neutro (HI) HI molto più esteso della componente stellare NGC 6946 visibile (stelle) 21cm (HI) Non è chiaro perché le parti esterne di HI non abbiano formato stelle... probabilmente la rotazione differenziale del gas è abbastanza bassa poche collisioni fra nubi di gas bassa o nessuna formazione stellare 12

13 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) 13

14 Gas Atomico Neutro (HI) Il disco HI è molto sottile (~100 pc), ma lo spessore tende ad aumentare nelle parti più esterne. Inoltre si osservano spesso dei warp nelle zone più esterne ( Via Lattea). Non ne è totalmente chiara l origine. Forse dovuta a distorsione da parte di galassie vicine in interazione gravitazionale che inducono una precessione degli anelli più esterni del disco HI all interno del potenziale di alone. 14

15 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] 15

16 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 16

17 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. 17

18 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. 18

19 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. 19

20 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 ). 20

21 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. 21

22 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. 22

23 gas molecolare nel piano della nostra galassia Taurus CO(1-0) 5 pc core molecolare M ~ 5 M N 2 H + (1-0) 13 CO(1-0) Nota: si devono utilizzare molecole come questa perché gli altri elementi sono tutti condensati sui grani di polvere

24 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.

25 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.

26 Il Gas Molecolare La cinematica del gas segue in genere la rotazione della galassia. CO su ottico CO Velocità 26

27 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

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