Regioni_HII_CARBONE

Le Regioni H II nel contesto
galattico
e la Funzione di Massa Iniziale,
IMF
A cura di Dario Carbone
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Regioni H II
• Regioni con atomi di idrogeno ionizzati da
stelle massive molto luminose.
• Sono dominate dall’equazione di equilibrio
di fotoionizzazione:
∞
(4π Jν)aν
dν = np ne α(H0, T)
nH0
ν0
hν
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Regioni H II
• Raggio ben definito, raggio di
Strömgren:
3Q(H0)
RS=
1/3
4π αB (nH)2
• Libero cammino medio di un
fotone ionizzante emesso da
una stella con T~4∙104 K (in un
mezzo otticamente denso) è di
0,01pc contro un raggio
“minimo” di regione H II di 5pc.
nH0
In figura ξ =
nH
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Distribuzione delle regioni H II nelle
galassie
• La regione spettale migliore è quella
del rosso, centrata attorno all’Hα
λ6563.
• Le galassie ellittiche ed S0
praticamente non contengono regioni
H II.
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Distribuzione delle regioni H II nelle galassie
• In praticamente tutte le
galassie a spirale sono
state trovate molte
regioni H II.
• Le regioni H II sono
concentrate per lo più
lungo le braccia di
spirale.
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Stelle nelle regioni H II
• Le regioni H II sono ionizzate da stelle di tipo O o B.
• Le stelle O e B hanno vita breve (circa 4x106 anni);
esse si sono dunque formate recentemente.
• La nebulosa di Orione è quasi interamente ionizzata
da un’unica stella O, ma vi sono molte altre stelle
meno luminose; tutte comunque mostrano righe di
emissione che indicano una loro recente
formazione.
• Nella nebulosa di Orione vi sono dunque molte
stelle di massa diversa tutte formatesi
recentemente.
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Indici di formazione stellare: l’Initial
Mass Function, IMF
• Un indice di formazione stellare è l’Initial Mass
Function, IMF (ξ(M)), introdotto da Edwin
Salpeter nel 1955; essa fornisce il numero di
stelle che si formano per unità di intervallo di
massa.
• La forma di ξ(M) viene dedotta da dati
osservativi della distribuzione stellare nelle
vicinanze solari e dunque non è estendibile al di
fuori di tale contesto.
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Indici di formazione stellare: l’Initial Mass Function, IMF
• Salpeter trovò che l’IMF può essere rappresentata con
una legge di potenza se si divide in uguali step di log M:
d NS / d log10 M ~ M-1.35
Se scritta in maniera lineare la legge diviene:
ξ(M) ~ M-2.35
dove ξ(M) è il numero di stelle con massa compresa tra
M e M+dM.
• Tale equazione mostra che la popolazione delle nuove
stelle è pesata a favore delle masse minori.
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Indici di formazione stellare: l’Initial Mass Function, IMF
• Dopo Edwin Salpeter, altri scienziati hanno
studiato la IMF, proponendone versioni più
complesse.
• Riportiamo in tabella le versioni di Salpeter
(1955), Miller & Scalo (1979) e di Scalo
(1986).
• Gli indici sono riportati intendendo le funzioni
scritte come ξ(M) = c M-(1+x); M1 ed M2 sono i
cutoff inferiore e superiore.
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Initial Mass Function, IMF:
vari esempi, tabelle
IMF
M1
M2
X
Salpeter
0.10
125.
1.35
Scalo
0.10
0.18
-2.60
0.18
0.42
0.01
0.42
0.62
1.75
0.62
1.18
1.08
1.18
3.50
2.50
3.50
125.
1.63
0.10
1.00
0.25
1.00
2.00
1.00
2.00
10.0
1.30
10.0
125.
2.30
Miller & Scalo
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Initial Mass Function, IMF:
vari esempi, grafici
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Indici di formazione stellare:
vari esempi, commenti
• Le leggi di Scalo e Miller & Scalo sono
maggiormente piatte a masse piccole e meno
ricche di stelle massive rispetto alla legge di
Salpeter.
• Il maggior numero di stelle massive nella legge
di Salpeter produce un flusso eccessivo in
banda UV.
• La legge di Scalo genera troppe stelle di massa
paragonabile a quella solare, rendendo lo
spettro troppo rosso.
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Initial Mass Function, IMF:
la massa caratteristica, mc
• La massa caratteristica è la massa che più
probabilmente avrà una stella che si forma in
una regione con un dato IMF.
• mc~0,08MO in sistemi giovani;
• mc~0,20MO in ammassi globulari;
• le prime formazioni stellari non si estendevano
al di sotto di ~1MO.
La massa caratteristica per la formazione stellare
pare dunque diminuire col tempo.
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Indici di formazione stellare: l’Initial Mass Function, IMF
• universalità dell'IMF
• indipendenza dalle condizioni iniziali, come ad
esempio campi magnetici, rotazione e metallicità
della nube protostellare.
• la formazione di stelle in ambiente con metallicità
maggiore sembra produrre più stelle con massa
piccola.
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Indici di formazione stellare: l’Initial Mass Function, IMF
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REFERENZE:
• Da “Astrophysics”, documenti trovati in rete:
• “On the variation of the Initial Mass Function”,
Autore: Pavel Kroupa; 2001.
• “The Initial Mass Function of Stars: Evidence
for Uniformity in Variable Systems”,
Autore: Pavel Kroupa; 2002.
• “Astrophysics of gaseous nebulae and active
galactic nuclei”,
Autori: Donald E Osterbrock, Gary J Ferland; 2006.
• “The origin of stars”,
Autore: Michael D Smith; 2004.
• Altro materiale dalla rete.
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