Le Galassie: il mezzo interstellare. Lezione 8

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1 Le Galassie: il mezzo interstellare Lezione 8

2 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 2

3 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,...) 3

4 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. 4

5 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)! 5

6 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 6

7 Formazione dei grani 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 7

8 Effetti osservativi della polvere ESTINZIONE assorbimento + scattering EMISSIONE TERMICA radiazione blu più assorbita e più diffusa radiazione UV-ottica aumenta T radiazione IR 8

9 Estinzione da polvere F (λ) =F 0 (λ) e τ(λ) = F 0 (λ) 10 A(λ)/2.5 spessore ottico spessore geometrico densità grani densità di colonna dei grani τ(λ) =Dk(λ) =Dn d σ ext (λ) =N d σ ext (λ) nube di polvere D (assumendo tutti i grani uguali) sezione d urto (dipende solo dalle proprietà dei grani) σ ext (λ) =Q ext (λ,a)σ geom = Q ext (λ,a)πa 2 dimensione efficienza di grano estinzione relativa a quella geometrica sezione d urto geometrica se grano sferico di raggio a Q ext (λ,a)=q abs (λ,a)+q sca (λ,a) efficienza di estinzione divisa in efficienza di assorbimento ed efficienza di scattering 9

10 Estinzione da polvere In realtà i grani hanno una distribuzione di dimensioni (a min < a <a max ) e sono costituiti da diversi tipi (i): τ(λ) = i amax a min N i d(a) Q i ext(λ,a) π 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 10

11 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. 11

12 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). 12

13 Ottico + Vicino IR Ottico + Vicino IR

14 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(Hα) L(Hβ) αeff Hα (H0,T e ) α eff Hβ (H0,T e ) 3 per T e = 10 4 K oss Fλ (Hα) = F λ (Hβ) em Fλ (Hα) 10 (A Hβ A Hα)/2.5 F λ (Hβ) Fλ (Hα) F λ (Hβ) oss 3 10 A V [f(hβ) f(hα)]/2.5 data una curva di estinzione f(λ) (spesso assunta) si ricava A V 14

15 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). 15

16 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. 16

17 Emissione termica della polvere corpo nero assorbimento nell IR k(λ) λ 2 L dust (λ) M dust ε(λ) =M dust B(λ,T)k(λ) Qual e la temperatura dei grani? B(λ,T)= ε(λ) k(λ) Legge di Kirchhoff Se assumiamo il grano sferico (di raggio a) ed in equilibrio termico, ovvero energia assorbita nell UV-ottico = energia irradiata nell IR si ottiene: πa 2 Q abs UV F UV =4πa 2 Q abs IR σ SB T 4 Q abs mediato sullo spettro UV incidente, ~1 flusso UV incidente sul grano Q abs mediato sullo spettro infrarosso (per λ a, <Q abs >~T) La radiazione UV è quella che contribuisce principalmente al riscaldamento della polvere, sia perché nelle galassie attive (starburst/agn) è energeticamente dominante, sia perché la sezione d urto per assorbimento della polvere è molto maggiore nell UV rispetto all ottico. 17

18 Emissione termica della polvere T eq (K) 40 L 39 1/5 R pc -2/5 luminosità della sorgente UV in erg/s distanza dalla sorgente UV in pc La polvere diffusa nel mezzo interstellare (riscaldata dalla radiazione stellare diffusa) ha temperature di ~20-30 K emissione a ~ µm La polvere in regioni di formazione stellare ha temperature tipiche attorno a K emissione a ~60-80µm (anche se attorno a stelle calde si raggiungono temperature di ~100 K) La polvere attorno agli AGN ha un ampio intervallo di temperature, la maggiore parte dell emissione avviene da polvere con temperature di alcune centinaia di gradi emissione a ~10-30µm ma nelle regioni più interne si raggiunge la temperatura massima consentita per la polvere, ovvero la temperatura di sublimazione dei grani: T sub (silicati)~2000k T sub (grafite)~1500k 18

19 Emissione termica della polvere Esempi di emissione da polvere in galassie con elevato tasso di formazione stellare e fortemente oscurate: M82 Arp220 In questi oggetti la rad. IR osservata è della radiazione stellare ottica L integrale di questa energia UV viene riemessa nell IR

20 L emissione IR è in linea di principio il miglior tracciante di formazione stellare nelle galassie oscurate ( starburst ). Disco di galassia normale: mezzo ISM diffuso e poca formazione stellare nei bracci Ellittica: basso contenuto di polvere e bassa formazione stellare

21 Osservare la distribuzione dell emissione termica della polvere nelle galassie è difficile, perché nel lontano infrarosso si hanno problemi di sensibilità e di risoluzione angolare (~λ/d; il satellite Herschel ed ALMA miglioreranno enormemente le capacità osservative in questo settore) ottico (HST) emissione termica da polvere che traccia forte formazione stellare nella zona di merging (invisibile nell ottico) 350µm (Caltech Submm Observatory)

22 Polycyclic Aromatic Hydrocarbon (PAH) Sono i più piccoli grani di grafite ~ 4-10Å (praticamente sono macro-molecole)

23 Polycyclic Aromatic Hydrocarbon (PAH) Quando le PAH vengono irraggiate da un campo di radiazione UV vengono eccitati diversi modi di vibrazione e curvatura (bending) del piano dei grani che emettono forti bande spettroscopiche nel medio infrarosso (specialmente a 6-8µm) le bande mid-ir sono dei buoni traccianti della distribuzione di polvere e della formazione stellare Ma attenzione: sono grani molto fragili e vengono distrutti in presenza del forte campo di radiazione di un AGN 23

24 La Galassia di Andromeda (M31) Continuo nel vicino ir (stelle vecchie) PAH nel medio -IR (polvere e formazione stellare) continuo UV (stelle calde = formazione stellare non oscurata)