Astronomia Parte V Astrofisica galattica

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Gianpiero Valentino
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1 Astronomia Parte V Astrofisica galattica 33

2 HST survey of Orion Nebula On ESO optical image On 2MASS JHK color image WFPC2 ACS NICMOS WFPC2 ACS NICMOS M. Robberto et al. 2005

3 HST NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer) Near-IR imaging in broad, medium, and narrow band filters Polarimetry: broad-band imaging Coronography Slitless spectroscopy λ = microns

narrow band filters Polarimetry: broad-band imaging

4 HST ACS (Advanced Camera for Surveys) Third generation HST instrument (servicing mission 3B): - Wide Field Channel (WFC): field of view 202 x202, λ = Å High Resolution Channel (HRC): field of view 26 x29, λ = 2000 to Å Solar Blind Channel (SBC), field of view 31 x35, λ = Å

x202, λ = 3700 11000 Å High Resolution Channel (HRC): field of view 26

6 0.6 x 0.5 deg 4.6 x 4.1 pc Absorption feature The Orion Cluster Hillenbrand 1997, AJ, 113, 1733 Observation of 1600 stars Full spectroscopy for ~ 1000 stars V,I photometry for ~1500 stars Limiting Mag: I T ~ 18mag, V T ~ 21mag M > 10 Ms 1 Ms < M < 10 Ms M < 1 Ms Data insufficient for HR diagram location Survey completa fino a M ~ 1.0 Ms Campioni (non completi) M ~ Ms limite di MS

stars Full spectroscopy for ~ 1000 stars V,I photometry for ~1500 stars Limiting Mag: I T ~

7 Zero age main sequence The Orion Cluster Hillenbrand 1997, AJ, 113, 1733

8 The Orion Cluster Hillenbrand 1997, AJ, 113, 1733

9 Regioni di recente formazione stellare Fenomeni nel mezzo interstellare in regioni in cui formazione stellare è attualmente in corso: Regioni HII, Masers, Energetic outflows Formazione stellare Effetti sull ambiente circostante

stellare è attualmente in corso: Regioni HII, Masers,

10 Regioni HII Formazione di una stella massiccia forte emissione visibile, UV Per ionizzare HI occorre: E = hν > 13.6 ev λ < 91.2 nm Stelle O-B hanno forte emissione a queste lunghezze d onda Quando la maggior parte dell H è ionizzato: Regioni HII All equilibrio: ionizzazione ricombinazione Questo determina le dimensioni della regione HII nell intorno di stelle O-B Si osserva forte gradiente di ionizzazione ai margini delle regioni HII Raggio di Stromgren : r S Ionizzazione Tasso di ionizzazione (atomi ionizzati/sec) R = i N UV Numero di fotoni/sec con E > 13.6 ev assumendo efficienza 100% Ricombinazione R rec Tasso di ricombinazione (atomi ricombinati/sec) = α n e n p V = α n π 2 3 p ( 4 / 3) rs Assumiamo nube di HI

le dimensioni della regione HII nell intorno di stelle O-B Si osserva forte gradiente di ionizzazione ai margini delle regioni HII Raggio di Stromgren : r S Ionizzazione Tasso di

11 All equilibrio: Ionizzazione i N UV Confini delle regioni HII? Regioni HII 2 3 R = R = α n 4π / 3) r R = i R N rec = α n Ricombinazione 2 ( 3 rec UV p S 1/3 3 1/3 2/3 S ( UV ) p r = N n 4πα 4π / 3) r p ( S Le regioni HII più dense sono più piccole Valori tipici ~20pc Ionisation bounded : la nube è più vasta della regione ionizzata Density bounded : la nube diviene troppo tenue e svanisce al bordo Altri elementi del ISM che possono essere ionizzati: He Energia di ionizzazione: 24.6 ev C Energia di ionizzazione: 11.3 ev Regioni HII Regioni CII possono essere più estese di regioni HII (più fotoni ionizzanti a parità di stella sorgente) Temperatura ~ 10 4 K Righe di ricombinazione dell H (fino alla H-alpha Colore rosso) Densità ~10 3 cm -3 Spesso all interno di GMC s (giant molecular clouds) Riscaldamento: molto efficiente Collisione eccitazione irraggiamento

~20pc Ionisation bounded : la nube è più vasta della regione ionizzata Density bounded : la nube diviene troppo tenue e svanisce al bordo Altri elementi del ISM che possono essere ionizzati: He

12 Regioni HII Temperatura ~10 4 K, ambiente circostante (giant molecular cloud) ~100K Densità ~10 3 cm -3 sia in regione HII che nei dintorni P = ρ < m > kt La pressione nella regione HII è più alta Le regioni HII espandono nel tempo: L espansione provoca compressione del gas circostante Questa può facilitare nuova formazione di stelle D altra parte: Il riscaldamento del gas associato alla compressione può frenare il collasso Presenza di molecole (CO, H 2 ) può aiutare il raffreddamento (rottura legame molecolare)

compressione del gas circostante Questa può facilitare nuova formazione di stelle D altra parte: Il riscaldamento del gas

13 Regioni HII Emissione termica delle regioni HII Emissione continua - free-free ( bremsstrahlung ) Simulazioni di emissione galattica di freefree prevista nelle osservazioni di PLANCK Alle T tipiche di regioni HII: emissione nel radio-microonde e ν α T α 2. 1 Emissione concentrata sul piano galattico Paladini et al, 2003, A&A, 397, 213

osservazioni di PLANCK Alle T tipiche di regioni HII: emissione nel radio-microonde

14 Rosette Nebula (NGC 2244) in Monoceros Distance: 1.3 kpc, Diameter: 15pc O-B association in the center created a cavity

15 Lagoon Nebula (M8) in Sagittarius HII Region Distance ~ 2kpc, Diameter ~ 20pc O-B stars produce ionizing radiation

16 M42 Orion Nebula Within Giant Molecular Cloud Large OB associations (4 sub-groups) HII regions expanding in the GMC New star formation Observed are also: - Masers (Doppler shows expanding could Best distance indicator) - Wings in CO emission Energetic bipolar flows

star formation Observed are also: - Masers (Doppler shows

17 Al di sopra della sequenza principale Righe in emissione Abbondanza di Litio (Tcore < 10 6 K) Forte vento stellare Macchie superficiali Stelle T Tauri Pre-main sequence stars Variabilità: P ~ 1-10 giorni, semi-regolare Curve di luce Spettro (H-alpha, 6562,81 Å) Assorbimento Blue-shift Assorbimento nelle code Doppler Inflow (collasso) e outflow (vento stellare, 200km/s) Stelle T Tauri in Orion Nebula

giorni, semi-regolare Curve di luce Spettro (H-alpha, 6562,81 Å) Assorbimento Blue-shift

18 Stelle T Tauri Pre-main sequence stars Strong winds in T Tauri stars ejecting surrounding gas and dust. The winds are constrained to flow preferentially along the rotation axes by the disk of dust and gas. After most of the gas is blown away, the forming star becomes visible.

The winds are constrained to flow preferentially along the rotation

19 La Via Lattea

20 La Via Lattea Stelle, ammassi, materia interstellare (+DM) Galassia Difficile osservazione della struttura su larga scala Nostra posizione: interna, sul piano galattico Polvere interstellare Prima stima del centro Galattico: Shapley (1920 s): misure della distribuzione sferica degli ammassi globulari (RR Lyrae come indicatori di distanza) Misure recenti nei 3 piani Distanza dal Sole del centro della distribuzione. Stime attuali: R 0 = 8.33 ± 0.35 kpc Gillessen, et al, ApJ, (2009)

(1920 s): misure della distribuzione sferica degli ammassi globulari (RR Lyrae come indicatori di distanza) Misure

21 La Via Lattea Popolazioni stellari: traccianti dell evoluzione Popolazione I: Materiale giovane (stelle + mezzo interstellare) -Ammassi aperti -Alta metallicità -Stelle associate con gas e polvere interstellare -Confinate nel piano galattico Distribuzione spaziale e delle velocità Popolazione II: Componente vecchia -Ammassi globulari -Bassa metallicità -Non c è gas e polvere interstellare -Distribuzione a simmetria sferica (Alone, Halo ), densità decrescente -Dispersione di velocità più grandi

22 La Via Lattea Popolazioni stellari: traccianti dell evoluzione Popolazione I: Materiale giovane (stelle + mezzo interstellare) -Ammassi aperti -Alta metallicità -Stelle associate con gas e polvere interstellare -Confinate nel piano galattico 14 kpc Top view Popolazione II: Componente vecchia -Ammassi globulari -Bassa metallicità -Non c è gas e polvere interstellare -Distribuzione a simmetria sferica (Alone, Halo ), densità decrescente -Dispersione di velocità più grandi Struttura al prim ordine Side view

23 La Via Lattea Rotazione differenziale Tutto il materiale della Galassia orbita attorno al centro galattico Oggetti più vicini al centro galattico orbitano con un periodo inferiore a quelli più lontani Rotazione differenziale P R 3/2 (Keplero) Periodo: dipende dal raggio e dalla massa contenuta nell orbita possiamo usare il periodo orbitale (velocità angolare) a diverse distanze per studiare la distribuzione di massa Supponiamo: Orbite circolari; Fissato R, v sarà la stessa. Massa contenuta in R: R = M ( R) ρ( r) dv Particella di massa m alla distanza R Forza di gravità 2 GmM ( R) mv ( R) = 2 R R M ( R) = v 2 0 ( R) R G Forza centrifuga Se possiamo misurare R e v(r), possiamo dedurre la distribuzione di massa M(R)

24 Velocità angolare: M ( R) = v = ωr La Via Lattea Rotazione differenziale v 2 ( R) R G 2 ω ( R) R M ( R) = G ω ( R ), v ( R In generale le funzioni ) 3 Se possiamo misurare ω(r), possiamo dedurre la distribuzione di massa M(R) sono dette curve di rotazione Se tutta la massa è all interno dell orbita M(R) = M tot = Costante 2 ω ( R) R 3 ω = GM tot ( R) R = 3/ 2 v( R) = ω( R) R R Constant 1/ 2 Dipendenza kepleriana P R 1 3/2 ω Superata la soglia R 0 oltre la quale (per R > R K ) si ha massa trascurabile rispetto a quella interna (R < R K ) Dipendenza Kepleriana

25 La Via Lattea Rotazione differenziale Rotazione differenziale Doppler shift nelle righe osservate a diverse distanze dal centro galattico Come? In una data direzione vediamo diverse particelle con diverse componenti di velocità radiale 1) Più veloce del Sole, maggior proiezione Redshift 2) Stessa orbita di (1), stesso redshift 3) Massima velocità, tutta radiale Max redshift 4) Stessa orbita del sole No redshift 5) Più lento del sole, minor proiezione Blueshift

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