Emissione termica della polvere

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1 Emissione termica della polvere corpo nero assorbimento nell IR k(λ) λ 2 L dust ( ) M dust ( )=M dust B(,T)k( ) Qual e la temperatura dei grani? a 2 Q abs UV F UV =4 a 2 Q abs IR SB T 4 B(,T)= ( ) k( ) 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: 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. 1

2 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 2

3 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

4 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

5 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)

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

7 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 7

8 Diagnostica dall emissione di polvere 8

9 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)

10 M81 Continuo nel vicino ir (stelle vecchie) PAH nel medio -IR (polvere e formazione stellare)

11 M51 Continuo nel vicino ir (stelle vecchie) (mix di stelle giovani e vecchie) dust lanes PAH nel medio -IR (polvere e formazione stellare)

12 Ultra-Luminous Infrared Galaxies Luminosita LBOL ~ LIR > LSUN (galassia normale: LIR~ 10 LSUN, LBOL~10 11 LSUN) Morfologia: sistemi INTERAGENTI (Sanders et al. 1988) Modello Evolutivo: Interazione --> fase di formazione stellare oscurata --> AGN oscurato --> feedback --> quasar (2012/2013) 12

13 Ultra-Luminous Infrared Galaxies AGN o Starburst? La frazione di AGN aumenta con la luminosita Veilleux et al (2012/2013) 13

14 Ultra-Luminous Infrared Galaxies AGN o Starburst? La frazione di AGN aumenta con la luminosita Nardini et al (2012/2013) 14

15 Ultra-Luminous Infrared Galaxies Problema: misura della componente AGN (spesso oscurata) Medio IR (Genzel et al. 1998): PAH: indicatori di formazione stellare; righe di alta ionizzazione: indicatori di AGN (2012/2013) 15

16 Ultra-Luminous Infrared Galaxies Problema: misura della componente AGN (spesso oscurata) Medio IR (Genzel et al. 1998): PAH: indicatori di formazione stellare; righe di alta ionizzazione: indicatori di AGN (2012/2013) 16

17 Ultra-Luminous Infrared Galaxies Spettro Medio-Infrarosso AGN tipo 1 AGN tipo 2 ULIRG (2012/2013) 17

18 Ultra-Luminous Infrared Galaxies Problema: misura della componente AGN (spesso oscurata) Medio IR PAH: indicatori di formazione stellare; righe di alta ionizzazione: indicatori di AGN. Nuove misure: satellite Spitzer Farrah et al. 2007:! risultati NON chiari (2012/2013) 18

19 Ultra-Luminous Infrared Galaxies Indicatori nel medio Infrarosso: Silicati (2012/2013) 19

20 Ultra-Luminous Infrared Galaxies Un nostro studio: misura QUANTITATIVA del contributo AGN e SB: The AGN template Nearly featureless power-law continuum up to ~8 µm due to hot dust emission Netzer et al. +07 The SB template Little spectral dispersion among SBs of different luminosity below ~8 µm Possible AGN extinction τ(λ) λ 1.75 $ Draine +89 (2012/2013) 20

21 Ultra-Luminous Infrared Galaxies Un nostro studio: misura QUANTITATIVA del contributo AGN e SB: The analytical model f ν obs = f 6 int {(1-α 6 )u ν sb + α 6 u ν agn e - τ λ} In spite of the great diversity of the observed spectra both the PAH emission and the continuum are well reproduced Nardini et al. +08 The large variations in the 5 8 µm spectral shape of ULIRGs are entirely due to the AGN contribution and its obscuration (2012/2013) 21

22 Ultra-Luminous Infrared Galaxies Un nostro studio: misura QUANTITATIVA del contributo AGN e SB: (2012/2013) 22