ppt1 - Inaf

Il Mezzo Interstellare
(ISM)
Andrea Tarchi
INAF - Osservatorio Astronomico di Cagliari
INAF - Istitut Istituto di Radioastronomia - CNR o di
Radioastronomia
La scoperta della polvere interstellare
William Herschel (1738-1822)
• Rotazione assiale di Marte e Giove
• Scoperta di Urano
• "Holes in the sky"
La scoperta della polvere interstellare
Coalsack Nebula
La scoperta della polvere interstellare
ASSORBIMENTO?
William Herschel (1738-1822)
• Rotazione assiale di Marte e Giove
• Scoperta di Urano
• "Holes in the sky"
La scoperta della polvere interstellare
Robert Julius Trumpler (1886-1956)
Studi su distanze, dimensioni e
distribuzione spaziale degli ammassi
stellari aperti (Trumpler 1930)
Polvere interstellare
La scoperta della polvere interstellare
relazione teorica
f
ammassi vicini
relazione empirica
D

r
2
brillanza apparente
1
D
2
    2
r
r
f 
ammassi lontani
diametro angolare
θ2
L
4    r2

1
r2
La scoperta della polvere interstellare
a) Gli ammassi lontani sono TUTTI intrinsecamente più grandi?
b) Effetto di selezione?
c) Gli ammassi lontani sono TUTTI intrinsecamente più deboli?
d) Aumento dell'oscuramento con la distanza?
La polvere interstellare
La polvere interstellare (interstellar dust) è composta di grani
di silicati (es. sabbia) o composti contenenti carbone (es. grafite).
La polvere interstellare provoca:
• l'estinzione (extinction) della luce stellare attraverso una combinazione
di assorbimento e scattering
• l'arrossamento (reddening) della luce stellare a causa della dimensione
dei grani (< della λ ottica)
La polvere interstellare
Luce blu
Grani di polvere
Luce arrossata
Luce blu
La polvere interstellare
Mezzogiorno
Tramonto
La polvere interstellare
La polvere interstellare (interstellar dust) è composta di grani
di silicati (es. sabbia) o composti contenenti carbone (es. grafite).
La polvere interstellare provoca:
• l'estinzione (extinction) della luce stellare attraverso una combinazione
di assorbimento e scattering
• l'arrossamento (reddening) della luce stellare a causa della dimensione
dei grani (< della λ ottica)
• la polarizzazione (polarization) della luce stellare eliminando la luce
con vettore di polarizzazione || all'asse maggiore del grano
La polvere interstellare
• la polarizzazione (polarization) della luce stellare eliminando la luce
con vettore di polarizzazione || all'asse maggiore del grano
Grano di
polvere
E
E
B
E
La scoperta del gas interstellare
J. Hartmann (1904)
"Investigations on the spectrum and orbit of delta Orionis"
Linee di assorbimento Ca ionizzato `stazionarie' verso un sistema binario
origine esterna al sistema?
La scoperta del gas interstellare
V
V||
Nube di gas
interstellare
Spostamento Doppler:

0

v||
c
La scoperta del gas interstellare
J. Hartmann (1904)
"Investigations on the spectrum and orbit of delta Orionis"
Linee di assorbimento Ca ionizzato `stazionarie' verso un sistema binario
origine esterna al sistema?
Spostamento `fisso' dovuto a componente || alla l.o.s. della velocita' della
nube, ma varia su tempi scala > di quelli del periodo orbitale della
binaria
La scoperta del gas interstellare
• Le righe interstellari erano piu' strette di quelle delle fotosfere
stellari.
• Le velocita' radiali dell'assorbimento mostravano la doppia
sinusoide, ma con ampiezza corrispondente alla meta' della
distanza della stella.
Il gas assorbente e' relativamente freddo, composto da nubi diffuse
Lo spazio interstellare non e' vuoto!!!
Diverse manifestazioni nell'ottico delle
nebulose gassose
Polvere e gas nello spazio interstellare sono mischiati in
nubi chiamate Nebulose gassose (gaseous nebulae)
La polvere e' percentualmente poca (Galactic dust-to-gas
mass ratio ~ 1%), ma e' importante per il suo forte effetto
oscurante
Diverse manifestazioni nell'ottico delle
nebulose gassose
L'aspetto delle Nebulose gassose dipende dalla:
1. frequenza a cui vengono osservate
2. loro distanza dalle stelle circostanti
Diverse manifestazioni nell'ottico delle
nebulose gassose
Dark Nebulae
Bloccano la luce delle stelle
Hanno forme regolari
Sono gli `holes in the sky' di
Herschel
Sono auto-gravitanti
Qualche
stella e' di stellare?
fronte
Siti di formazione
Bok globules
in B93
IC2948
Dark nebulae
B92 and
in Sagittarius
Sono siti di formazione stellare
Horsehead Nebula
Diverse manifestazioni nell'ottico delle
nebulose gassose
Reflection Nebulae
Un gas o della polvere
circondanta da una o piu' stelle
puo' brillare di luce riflessa
(Hubble; Russell 1922)
La reflection nebula risulta piu'
blu a causa dello "scattering
selettivo"
Le Pleiadi
Diverse manifestazioni nell'ottico delle
nebulose gassose
Planetary Nebulae
La planetary nebula e' simile ad
una regione HII, ma l'oggetto
eccitante e' un stella calda nelle
sue fasi evolutive finali
E' solitamente piu' densa e
compatta di una regione HII
visibile nell'ottico
Diverse manifestazioni nell'ottico delle
nebulose gassose
Thermal Emission Nebulae (HII Regions)
Gli atomi di idrogeno in una nube interstellare
vicino ad una stella calda (di tipo spettrale O o
B) e' esposta a forte radiazione UV
Se l'energia dei fotoni > limite Lyman = 13.6
eV (=91.1 nm) -> HI diventa HII
Sfera di Stromgren: volume dove la
radiazione stellare mantiene l'equilibrio fra
ionizzazione e ricombinazione dell'H
30 Doradus Nebula; the Tarantula
Diverse manifestazioni nell'ottico delle
nebulose gassose
Thermal Emission Nebulae (HII Regions)
Le ricombinazioni producono: fluorescenza
p + e-
H eccitato
Cade nello stato fondamentale
ed emette vari fotoni
Un fotone Lyman -> fotone di riga Lyman α + fotone di riga Balmer
+ fotoni di continuo o riga con energie piu' basse
Diverse manifestazioni nell'ottico delle
nebulose gassose
Thermal Emission Nebulae (HII Regions)
Fotone continuo
Lyman
Continuo
n=
n=4
Paschen α
n=3
Paschen α
Balmer α
Balmer β
Balmer α
n=2
Lyman γ
n=1
Lyman β
Lyman α
Lyman α
Lyman α
Diverse manifestazioni nell'ottico delle
nebulose gassose
Thermal Emission Nebulae (HII Regions)
Quindi, se:
un fotone Lyman -> fotone di riga Lyman α + fotone di riga Balmer
+ fotoni di continuo o riga con energie piu' basse
Misurare il flusso de fotoni Balmer (nel visibile)
Misurare il flusso UV (H. Zanstra)
La temperatura superficiale della stella
es. > 104 K per le planetary nebulae; cores di stelle evolute
Diverse manifestazioni nell'ottico delle
nebulose gassose
Thermal Emission Nebulae (HII Regions)
Collisioni possono riscaldare le regioni HII (cessione di energia cinetica portata da
elettroni liberi con eccesso di energia)
Collisioni possono raffreddare le regioni HII (eccitazione di atomi non completamente
ionizzati, es. O, che si diseccitano radiativamente emettendo fotoni che scappano via)
Dall'equilibrio fra riscaldamento e raffreddamento:
HI region
102 K
104 K
HII region
Diverse manifestazioni nell'ottico delle
nebulose gassose
Thermal Emission Nebulae (HII Regions)
A temperature di 104 K le collisioni sono troppo deboli per eccitare l'H, ma
possono farlo con atomi relativamente abbondanti, es. OII, SII, OIII
In condizioni di forte rarefazione la diseccitazione puo' avvenire radiativamente
e non come di solito avviene sulla Terra collisionalmente (a causa della
densita') o in laboratorio (a causa del basso numero di particelle)
Linee proibite [Forbidden lines] (Bowen 1927)
(es. Green lines [OIII]λ4959; [OIII] λ5007..."nebulium")
Diverse manifestazioni nell'ottico delle
nebulose gassose
Thermal Emission Nebulae (HII Regions)
Dal momento che le Forbidden Lines si originano principalmente da collisioni,
dalla loro intensita' si possono derivare per le regioni HII ottiche.
Esiti principali
•
Densita' (n ~ 10-103 particelle cm-3)
•
Temperature (T ~ 104 K)
•
Composizione chimica (simile a quella delle stelle di Pop. I)
Diverse manifestazioni nell'ottico delle
nebulose gassose
Nonthermal Emission Nebulae (Supernova Remnants)
The "Leviathan of Parsontown", in Birr Castle
(72" speculum mirror)
William Parsons (1800-1867), the Third Earl of Rosse
Diverse manifestazioni nell'ottico delle
nebulose gassose
Nonthermal Emission Nebulae (Supernova Remnants)
Parte amorfa:
Synchrotron radiation
Parte filamentare:
Similar to HII regions
Crab Nebula
Diverse manifestazioni nell'ottico delle
nebulose gassose
Nonthermal Emission Nebulae (Supernova Remnants)
Filamenti
Spostamento Doppler delle righe di emissione
Moti propri dei filamenti
Duncan 1921
Espansione isotropa da un debole oggetto centrale
Iniziata circa nove secoli fa
4 Luglio 1054 A. D. (Cina, Costellazione del Toro)
Diverse manifestazioni nell'ottico delle
nebulose gassose
Nonthermal Emission Nebulae (Supernova Remnants)
Filamenti
Studi sulla composizione chimica dei filamenti in varie SNe
Spesso contengono elementi pesanti
1. I filamenti sono espulsi da stelle evolute
2. Le esplosioni di SNe arricchiscono l'ISM
di elementi pesanti
Diverse manifestazioni nell'ottico delle
nebulose gassose
Nonthermal Emission Nebulae (Supernova Remnants)
Zona nebulosa amorfa
Spettro continuo & Forte Polarizzazione
(anche nel radio)
E' emissione di sincrotrone !!!(Alfven et al.; Shklovskii)
Emissione termica
Regioni HII
Emissione non-termica
Resti di Supernova (SNR)