Le Regioni H II nel contesto galattico e la Funzione di Massa Iniziale, IMF A cura di Dario Carbone 1 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 2 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 3 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. 4 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. 5 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. 6 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. 7 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. 8 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. 9 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 10 Initial Mass Function, IMF: vari esempi, grafici 11 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. 12 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. 13 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. 14 Indici di formazione stellare: l’Initial Mass Function, IMF 15 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. 16