ppt1 - Inaf

Materia Interstellare Galattica ed Extragalattica
La Galassia è un sistema encounterless
(D : d* = 1 pc : 106 km --> D/d* = 3 x 107)
… molto spazio, “poche stelle”
(V*/VD = (1/3 x 107)3 = 3 x 10-23)
Lo spazio è riempito da Interstellar Medium (ISM):
- gas (molecole, atomi, ioni)
- polvere (grani di grafite, silicati, ghiaccio)
…ma, densità media ~ 1 atomo cm-3
Corso di Radioastronomia AA. 2010/2011 (Andrea Tarchi; E-mail: [email protected]; Tel. 070-71180235)
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
V
V||
Nube di gas
interstellare
Spostamento Doppler:

0

v||
c
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!!!
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
Luce blu
Grani di polvere
Luce arrossata
Luce blu
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
L’ISM costituisce qualche % della massa totale
della Galassia
Ha densità media di soli 1 atomo per cm-3
Spesso trascurato
Nel visibile (nebulose brillanti, nubi oscure,
arrossamento, righe in assorbimento, etc…)
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
L’ISM costituisce qualche % della massa totale
della Galassia
Ha densità media di soli 1 atomo per cm-3
Spesso trascurato
Nel visibile (nebulose brillanti, nubi oscure,
arrossamento, righe in assorbimento, etc…)
… ma …
L’H2 non irradia a temperature < 10 K
L’H, quando eccitato, emette Lyα (=1216 Å; UV) non
osservabile da Terra
Radioastronomia:
HII --- bremsstrahlung (continuo) e RRLs
H2 --- collisioni col CO (e altre molecole)
HI --- 21 cm
Manifestazioni nel radio delle nebulose
gassose
SNRs emettono emissione radio non-termica: sincrotrone
Regioni HII emettono:
• Emissione radio continua termica
• Linee di ricombinazione radio
Manifestazioni nel radio delle nebulose
gassose
Emissione radio continua termica
Emissione per Breehmstralung ("radiazione di frenamento"),
detta anche free-free
Gli elettroni (con T ~ 104 K) incontrano protoni o altri ioni
Vengono accellerati dalla attrazione Columbiana
La transizione riguarda due stati liberi (free) dell'elettrone
Emettono radiazione continua
Il tempo dell'incontro << periodo di vibrazione delle onde radio
Spettro radio piatto !!!
e non polarizzato
Brevissime su meccanismi di emissione
Emissione di Bremsstrahlung (termica)
• Emessa da elettroni accelerati durante lo
scattering con nuclei di atomi
• E' chiamata free-free perche' l'elettrone, pur
emettendo energia, passa da uno stato nonlegato ad un altro non-legato
Log Sν
~ cost (~ ν -0.1)
Emissivita' specifica (assumendo per gli elettroni
una distribuzione di velocita' maxwelliana):
~ν2
Ott.
spess
a
g ff ( , T ) = Fattore di Gaunt medio (Tabulato)
J br ( , T )  6.8 10 38  T 1/ 2  e
J br (T )  2.4 10 27  T 1/ 2  ne2

h
kT
 ne2  g ff ( , T )
erg s -1 cm -3
Ott.
sottile
Log ν
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
Manifestazioni nel radio delle nebulose
gassose
Linee di ricombinazione (RRLs)
Sono causate dallo stesso processo che origina le righe dell'H,
ma coinvolgono stati quantici piu' elevati (es. n=110 -> 109).
Le piu' forti sono quelle della serie α (n+1 -> n; piu' probabili)
Esistono RRLs anche di altri elementi (es. He, C)
RRLs forniscono:
• Informazioni di velocita'
• Studi di regioni HII (compatte e non) senza essere affetti
dall'oscuramento da polvere interstellare (es. Mezger et al.)
Manifestazioni nel radio delle nebulose
gassose
Nubi molecolari (H2)
Per n > 102 particelle cm-3 e T ~ 10 K:
H+H
H2
Ossia l'H atomico si trasforma in H molecolare
Azione catalizzante fornita dai grani di polvere interstellare
(sito dove viene assorbita l'energia e il momento rilasciati nella reazione)
L' H2 sopravvive solo in nubi dense dove e' schermato dagli UV
Manifestazioni nel radio delle nebulose
gassose
Nubi molecolari (H2)
H
H2
H
H
H
H
Grano di
polvere
Manifestazioni nel radio delle nebulose
gassose
Nubi molecolari (H2)
Sfortunatamente l' H2:
• ha livelli rotazionali con energie superiori (> 500 K) a quelle cinetiche
presenti nelle nubi fredde
• non ha un momento di dipolo permanente (e' formato da due nuclei identici con
centro di massa coincidente con quello di distribuzione della carica)
AJ1J2 α (νJ1J2)3 · |µJ1J2|2
~ 2.95 · 10-11 s-1 (per J1=2 e J2=0)
Si possono avere righe da H2: es. nell'IR (λ = qualche µm) se il gas e' riscaldato da shocks e, in
assorbimento, nelle bande di Lyman e Werner (UV) vicino a stelle UV brillanti, ma:
Nella sua forma piu' comune l' H2 non e' praticamente osservabile
Necessita di traccianti (CO, etc...)
Manifestazioni nel radio delle nebulose
gassose
Nubi molecolari (CO)
Il CO ha un momento di dipolo permanente µ = 0.112 Debye
Le transizioni rotazionali piu' basse cadono nelle microonde (mm)
J=3
λ = 0.87 mm (ν = 345 GHz)
J=2
λ = 1.3 mm (ν = 230 GHz)
CH+ + O
CO + H+
OH + C+
CO + H+
n(CO)
~ 10-7
n(H)
J=1
J=0
λ = 2.6 mm (ν = 115 GHz)
Il CO e' eccitato dalle collisioni con l' H2 e quindi
l'analisi spettrale del primo ci da informazioni
sulla distribuzione spaziale del secondo
Manifestazioni nel radio delle nebulose
gassose
Nubi molecolari (H2O, NH3, etc...)
Le molecole interstellari, soprattutto il CO, vengono usate per
investigare la distribuzione su larga scala e la cinematica delle nubi
molecolari Galattiche.
L'intensita' degli spettri delle molecole e dei loro isotopomeri ci
permettono considerazioni sui tassi di formazione di vari elementi in
parti diverse della Galassia.
Ad oggi, nello spazio si conoscono piu' di 100 molecole, fra cui:
NH3, OH (MASER a 1.6 GHz), H2O (MASER a 22 GHz), CH3OH
(MASER a 6 e 12 GHz), etc, etc....fino a molecole organiche
alquanto complesse...
Idrogeno Atomico Neutro (HI): la scoperta
Hendrik “Henk” van de Hulst (1948)
Ewen & Purcell, 1951, Nature 168, 356
Muller & Oort, 1951, Nature 168, 357
Idrogeno Atomico Neutro (HI): la transizione
S
S
N
e
N
e
Transizione spin flip
N
N
S
N
p
p
S
S
Fotone con λ = 21 cm
Idrogeno Atomico Neutro (HI): caratteristiche
Nuclear Electron
spin
spin
Tre livelli iperfini degeneri
1s
n1 : n0  3 : 1
5.9 x 10-6 eV
 HI   h  1420.40575 MHz
HI  21.1049 cm
AHI  2.87 1015 s -1
  1 A  1.1107 anni
HI
 nat  1
Impossibile da osservare!
2
 4.6 1016 Hz
Idrogeno Atomico Neutro (HI): caratteristiche
  400 anni
Collisioni fra atomi
 coll  10 11 Hz
Meglio, ma ancora impossibile da osservare!
   0.09 T km  s -1
Allargamento termico
100 K
T

    0.9 km  s -1
(dispersion of theGaussian)

  term  2.1 km  s -1
Moti turbolenti
 turb  5 km  s -1
Moti di streaming
 turb  10 km  s -1
Moti rotazionali globali
 rot  100 km  s -1
Idrogeno Atomico Neutro (HI): caratteristiche
In equilibrio termodinamico (Ts=Tc): n  e
Ts = temperatura di eccitazione o
temperatura di spin della riga a 21 cm
E
kTc
Vero se dominano collisioni, ma
anche a causa di eccitazione Ly
(pp. 99-101 V&K)
Idrogeno Atomico Neutro (HI): caratteristiche
Cosa determina Ts?
HI risiede nel corpo nero cosmico. Se questo fosse l’unico
meccanismo di eccitazione Ts = 3 K e la riga HI sarebbe non
osservabile se non contro sorgenti continue (con Tbg > 3 K)
Ma esistono altri due meccansmi di emissione: collisioni e radiazione
Ly
Nelle nubi fredde di HI le collisioni possono dominare e Ts = Tc
Nelle nubi calde o dove la densità è molto bassa (ossia dove
l’eccitazione collisionale non è efficace a prescindere dal valore di Tc
; M96 group) l’equilibrio collisionale non viene raggiunto,
ciononostante Ts ~ Tc a causa della radiazione Ly (1216 Å, UV)
Idrogeno Atomico Neutro (HI): caratteristiche
In equilibrio termodinamico (Ts=Tc): n  e
Ts = temperatura di eccitazione o
temperatura di spin della riga a 21 cm
E
kTc
Vero se dominano collisioni, ma
anche a causa di eccitazione Ly
(pp. 99-101 V&K)
 hνHI
 hνHI
n1 g1 (E1  E0 ) kTc
kTc
 e
 3 e
 3  1 
n0 g 0
kTc


  3

0.07
Tc
Idrogeno Atomico Neutro (HI): emissione
Dall’equazione del trasporto radiativo:
TBHI  Tc (1  e
 HI
)
 HI ( v)  5.49 10 19
nHI ( v)l
N ( v)
 5.49 10 19 HI
Tc
Tc
 HI spessore ottico dell' H
nHI densita' di atomi di H
l spessore lungo la l.o.s.
N HI (v)  nHI  l
Se  HI 
Densità di colonna: numero di atomi con velocità
v contenuti in una colonna di sezione unitaria e
altezza l
TBHI  Tc  HI  5.49 1019  N HI
Idrogeno Atomico Neutro (HI): emissione
...se  HI 
TBHI
non dipende da
TC
TBHI
dipende solo da
N HI
TBHI
ci fornisce
N HI
(o una sua
sottostima se
τHI non è <<
Idrogeno Atomico Neutro (HI): assorbimento
TBS
TB1  TBS e
Temperatura di brillanza sorgente di fondo
 HI
 Tc (1  e
 HI
)
Brillanza a νHI della nube in
direzione della sorgente di
fondo
)
Brillanza a νHI della nube fuori
dalla direzione della sorgente di
fondo
T  T  TBS
Brillanza a ν’ in direzione della
sorgente di fondo (la nube a ν’
è trasparente)
TB2  Tc (1  e
'
B1
 HI
'
BS
Noto lo spettro della sorgente, si conosce esattamente T’BS
Idrogeno Atomico Neutro (HI): assorbimento
TB  TB1  T  (Tc  TBS )(1  e
'
B1
 HI
)
 se TBS  TC allora TB  0
 se TBS  TC allora TB  0
ASSORBIMENTO
Inoltre...
TB  TB2  TBS (1  e  HI )
Noto
Noti
 HI
 HI
e
ci si ricava
Tc
ci si ricava
 HI
Tc
N HI
Idrogeno Atomico Neutro (HI): assorbimento
TB (v)  (Tc  TBS )(1  e HI ( v) )



T
(
v
)
B

 HI ( v)   ln 1 
 (Tc  TB ) 
S



TB (v)

 HI (v)   ln 1 

T
BS

5.49 10 19
  HI dv  Tc  N HI
Tc << TBS
 TB ( v) 

 HI ( v)   ln 1 



T
BS 





 HI (v)
Tc=100 K
N HI
Idrogeno Atomico Neutro (HI): emissione e/o assorbimento
Sorgente intensa
di continuo
Mezzo intranubi
T > 1000 K
Mezzo intranubi
Nube HI
Nube HI
S
T ~ 70 K
S
Riga 21 cm in emissione
Parte larga
Continuo
Riga 21 cm in assorbimento
λ
Idrogeno Atomico Neutro (HI): emissione e/o assorbimento
• La riga "21-cm" in emissione:
- Riga stretta con frequenza leggermente diversa da quella a riposo
singole nubi fredde che si muovono nello spazio interstellare
- Parte larga (shoulders) mezzo fra le nubi
• La riga "21-cm" in assorbimento:
- Solo riga stretta
il mezzo fra le nubi e' "troppo" caldo per produrre assorbimento
Temperatura del mezzo assorbente, la nube HI, ~ 70 K
• Ritardo nell'arrivo degli impulsi radio delle pulsars:
l'H era ionizzato per alcuni %
Idrogeno Atomico Neutro (HI): effetto Doppler
V
V||
Nube di HI
S

0

v||
c
λ
Idrogeno Atomico Neutro (HI): effetto Doppler

rad
HI oss
v

  HI 1  r    HI 1  z 
c

ott
 HI
  HI
oss
1  v r 


c


  HI
1  z 
• Moti sistematici della nube, spostano la riga per effetto Doppler
• Moti termici allargano la riga per sovrapposizione di effetti Doppler
 mv

F
(
v
)

e


Per T=100 K, la distribuzione Maxwelliana
produce una Gaussiana con una dispersione
diventa v ~ 0.09T = 0.9 km/s (ovvero Δν ~5
kHz) --> FWHM~2 2 ln2 v ~ 2.3548 v
2
2 kT



Idrogeno Atomico Neutro (HI): effetto Doppler
I moti termici allargano la riga (naturalmente
strettissima) dell’HI.
Lo studio della riga dell’HI permette di
studiare i moti termici turbolenti e/o
sistematici delle nubi emittenti
Idrogeno Atomico Neutro (HI): effetto Doppler
Il numero N di atomi che
emettono alla freq. avrà
una distribuzione
gaussiana
Se la distribuzione in
velocità è Maxwelliana
N ( )  N ( HI )e
TBHI
 (  HI ) 2
2 2
kT  HI  2
dove  

c 
m
2
… se τ << 1 … avrà forma gaussiana
Vero
Righe in assorbimento
Falso
Righe in emissione
τ > 1 ???
Idrogeno Atomico Neutro (HI): effetto Doppler
In realtà quello che vediamo non è un profilo gaussiano
+ velocità  0 --> composizione di profili distinti.
Sono i moti dovuti alla
rotazione differenziale
della Galassia.
Idrogeno Atomico Neutro (HI): effetto Doppler
Larghezze tipiche: 1 MHz ~ ± 200 km/s
C’è bisogno di buona risoluzione spettrale
per distinguere le sotto-componenti.
Δν~5 kHz <-> Δv~1 km/s
Oltre ai profili, vari altri plot possono essere
prodotti: Tb vs. vr ed l (data b); Tb vs vr e b
(data l), etc ...
R
z
b
l
rsol
θ
Piano Galattico
Coordinate cilindriche (r, θ, z)
e Galattiche (l, b)
r
Direzione della rotazione
Galattica
Idrogeno Atomico Neutro (HI): effetto Doppler
Burton 1985
Andamento quasi sinusoidale:
previsto dal modello di
rotazione galattica
Allargamento: sovrapposizione
nubi e turbolenza
Tb vs. vr ed l (b=0)
Idrogeno Atomico Neutro (HI): effetto Doppler
Sul piano (b ~ 0) si ha v  0
Ad alti b le nubi sono vicine e
quindi hanno v ~ 0 come
previsto dal modello di
rotazione galattica
Tb vs vr e b (l=0)
Burton 1985
Idrogeno Atomico Neutro (HI): rotazione della Galassia
Moti propri delle stelle vicino al Sole: rotazione differenziale della Galassia
 (vel. angolare) decresce al crescere di R (distanza dal centro gal.)
Costanti di Oort (1927): 0 / R 0 (ossia se R 0 = distanza Sole nota (tramite
RR Lyrae nel centro Galattico o sorgenti MASER) --> 0= vel. rotazione del
Sole nota)
Per avere la Curva di Rotazione (CDR) e quindi una stima della distribuzione
di massa della Galassia:
vr = vel. radiali per molti R --> (R) (se abbiamo solo moto di rotazione)
CO et al.: righe più strette…misure più precise
La prima nel 1950 … HI: l’ISM trasparente alla  di 21 cm
Idrogeno Atomico Neutro (HI): rotazione della Galassia
v r  R0  ( R)  0  sin (l )
 (R )
noto R
Osservabile
Nota
Costanti di Ooort
Parametro osservativo
Metodo del punto subcentrale
( R )   ( R )  R
Curva di Rotazione
Idrogeno Atomico Neutro (HI): costanti di Oort
Nel determinare la curva di rotazione si devono conoscere:
• R0 = distanza del Sole dal CG
• 0 = 0 R0 = velocità di rotazione del Sole attorno al CG
Con misure di RR Lyrae o ammassi globulari (o maser) al CG
(conosci la magnitudine assoluta, osservi quella apparente --> Distanza)
R0  8.5 kpc
Costanti di Oort
(descrivono i moti propri e velocità radiali delle stelle nelle vicinanze del Sole)
Idrogeno Atomico Neutro (HI): costanti di Oort
 Θ 
 
  

1  Θ0  Θ    R  R0  R R    R0  R0  R  R0  0
1   
A   












A


R0 
 

2  R0  R  R0 
2  R  R0

 1/2 del tasso di viscosita ' nella rotazione differenzi ale Galattica  incremento
della velocita' angolare con R, vicino al Sole
 Θ 
 

  
1  Θ0  Θ    R  R0  R R    R0  R0  R  R0  0
1   ( R 2 ) 


B    
           B  
2  R0  R  R0 
2 R0  R  R
0

 1/2 della vorticita ' ; tasso di rotazione locale
A - B   R0 
Θ0
1
R0
1
1
1
A14 km s kpc ; B  12 km s kpc ; R0 8.5 kpc

           Θ0  220 km s 1

 Trot  2.4 108 anni
A da studi di moti differenziali locali
(1-A/B)1/2 dal rapporto fra le velocita’ randomatiche radiali e circolari
Idrogeno Atomico Neutro (HI): rotazione della Galassia
R è noto in pochi casi (stelle luminose, nebulose
planetarie, etc…)
Nel caso dell’HI si usa il metodo del punto subcentrale
R
 (R )
RMIN  R *
vr
v r , max
Idrogeno Atomico Neutro (HI): rotazione della Galassia
Immaginiamo di muoverci col Sole e puntare il radiotelescopio in una direzione con
longitudine Galattica l:
Nubi 1, 3: stessa los velocita' radiale relativa al Sole
Nube 2: massima velocita' (positiva=recessione)
Nube 4: a riposo rispetto al Sole
Nube 5: velocita' radiale negativa
•
1
l
r*
2
•
R0
R*
•3
•4
•5
Idrogeno Atomico Neutro (HI): rotazione della Galassia
intensita' della riga 21-cm
fλ
1+3
4+gas locale
5
La conoscenza della velocita' di rotazione
del Sole
+
La misura della velocita' rotazionale
relativa della nube nel punto tangente (2)
+
La sua geometria unica
=
La velocita' rotazionale assoluta della nube
nel punto tangente
2
velocita' radiale
Vmax
V||
Idrogeno Atomico Neutro (HI): rotazione della Galassia
RMIN  R*  R0  sin (l )
vr  R0  ( R)  0  sin (l )


v r ,max  R0  ( R )   0  sin (l )

*

 R  ( R )   0   ( R )
*
*
  ( R)
interpolando
per vari R *
*
R R  Rsol 
Idrogeno Atomico Neutro (HI): rotazione della Galassia
( R )  ( R )  R  v r,max  0  R 
*
*
*
*
 v r,max  0  R0  sin (l )
  ( R)  ( R)  R
interpolando
Ovviamente, l’intero metodo suppone che ci sia HI
nel punto subcentrale e funziona solo per R < Rsol
Idrogeno Atomico Neutro (HI): rotazione della Galassia
Per R > Rsol, la curva di rotazione si deriva:
• in base al modello di distribuzione della massa
• in base a misure dirette
Idrogeno Atomico Neutro (HI): rotazione della Galassia
( R)  ( R)  R  K1  K 2  (8.5  R)  K 3  (8.5  R) 2
(per 4 kpc  R  9 kpc)
...in base al modello di
distribuzione della massa...
( R)  ( R)  R  C1  R
(per R  Rsol )
1
2
 C2  R 3
Andamento
kepleriano
Idrogeno Atomico Neutro (HI): rotazione della Galassia
...in base a misure dirette, con
R
( R )
 Q1  
( R0 )
 R0 
regioni HII e nubi di CO...
0.04
 Q2
(per R  2 kpc)
Andamento
piatto
Idrogeno Atomico Neutro (HI): rotazione della Galassia
Da vr si ricava (R) e quindi la posizione della nube
Inoltre, la TB(HI) ci da la NHI e quindi la distribuzione dell’HI sul piano
Galattico
Strutture filamentari
con densità 1-100 cm-3
e zone di bassa densità ~0.1
cm-3.
Evidenza di struttura a spirale.
Idrogeno Atomico Neutro (HI): rotazione della Galassia
( R) 
 M ( R) entro un certo R
Schmidt
M. Schmidt (1965) 
 M tot
 1.5 1011 M sol
… ma applicava la relazione (R)  R-1/2 per R > Rsol
Schmidt
 M tot  3  5  M tot
con (R)  cost per R > Rsol 
Idrogeno Atomico Neutro (HI): deviazioni
La discussione fatta finora è fondamentale, valida, ma si basa su
alcune ipotesi sulla Galassia:
• che abbia una simmetria assiale rispetto al CG
• che la sua rotazione possa essere descritta da una funzione che
dipende solo dalla distanza R dal CG
• che non vi siano moti radiali macroscopici
• che ci sia HI in ogni punto del piano
Tuttavia…ci sono varie indicazioni che queste ipotesi non siano
rigorosamente valide
Idrogeno Atomico Neutro (HI): periferia della Galassia
Integrando in anelli concentrici al centro galattico, la
distribuzione di idrogeno
• forte depressione per R < 4 kpc
• densità piatta per 5 < R < 13 kpc
• “crollo” per R > 13 kpc
Idrogeno Atomico Neutro (HI): rotazione della Galassia
Distribuzione di HI lungo |z|
Per 3 < R < 10 kpc, disco piatto e sottile (~220 pc)
Per 10 < R < 25 kpc, inspessimento e distorsione (warp)
Per R > 25 kpc, l’HI diventa difficilmente osservabile
---> l’HI traccia il disco fino a distanze molto superiori di qualsiasi
tracciante (H2, HII, stelle, SNR, pulsar, sincrotrone, etc…)
Idrogeno Atomico Neutro (HI): rotazione della Galassia
Warp: interazione con le Nubi di Magellano (???)
Inclinazione del disco per R < 3 kpc (vedere dopo)
Inspessimento ai bordi: materia oscura (???)
Idrogeno Atomico Neutro (HI): rotazione della Galassia
UGC3697
Idrogeno Atomico Neutro (HI): regioni centrali della Galassia
La radioastronomia è stata la prima ad avere accesso alle regioni centrali
della Galassia (R < 5 kpc)
Oggi il CG è studiato a tutte le  > 1 m e nei raggi X e .
Cosa si definisce CG?
Sgr A* = regione compatta nel centro della Galassia
oppure
regione con R < 4 kpc che presenta un disco con caratteristiche diverse
da quello su larga scala
… dipende dagli autori
Idrogeno Atomico Neutro (HI): regioni centrali della Galassia
Credits: Lang, Morris, Roberts,
Yusef-Zadef, Goss, Zhao &
Hibbard
Idrogeno Atomico Neutro (HI): regioni centrali della Galassia
Per R < 4 kpc l’HI ha una brusca diminuzione
Per 0.2 < R < 1.5 kpc l’HI sta su un piano con iint ~ 30 % rispetto al
piano galattico su larga scala
Distribuzione triassiale (momenti d’inerzia degli assi
principali  )
Warps ad R > 12 kpc
Idrogeno Atomico Neutro (HI): regioni centrali della Galassia
Per R < 4 kpc un plot longitudine-velocità indica strutture complesse:
• un disco di HI con raggio ~ 250 pc
• un anello con raggio ~ 750 pc (separata dal disco precedente)
• braccio a 3 kpc
Si ricava una
CDR per R < 1
kpc
Massa interna di ~ 2 x 1010 Msol (stelle Pop II)
La massa di HI nel disco e anello è scarsa (~ 4 x 106 Msol)
Idrogeno Atomico Neutro (HI): galassie a spirale
La frazione di massa di HI dipende molto dal tipo
morfologico, ad es.:
• galassie blu: molto HI, otticamente deboli
• spirali (tipo intermedio o tardo): 5-10 %
• spirali (primi tipi morf.): 0.01 %
• ellittiche: < 0.01 %
Questi valori non sono assoluti, ma indicativi
Idrogeno Atomico Neutro (HI): galassie a spirale
Nonostante l’HI sia il punto di partenza della
formazione stellare, la distribuzione di HI e
della luce visibile NON sono necessariamente
simili.
Idrogeno Atomico Neutro (HI): galassie a spirale
M33 in radio
and optical
Credit: NRAO/AUI and
NOAO/AURA/NSF
Idrogeno Atomico Neutro (HI): galassie a spirale
M51: the
Whirpool
galaxy in
radio and
optical
Credit: NRAO/AUI
and Juan M. Uson
Idrogeno Atomico Neutro (HI): galassie a spirale
Atomic
Hydrogen in
M81
Credit: NRAO/AUI
Idrogeno Atomico Neutro (HI): galassie a spirale
Idrogeno Atomico Neutro (HI): galassie a spirale
Idrogeno Atomico Neutro (HI): galassie “nane” (dwarfs)
Composite radio/optical/ultraviolet image of NGC 5291 and its surroundings, including the debris propelled
outward by collision with another galaxy. Blue is atomic Hydrogen observed with the VLA; white is optical;
red is ultraviolet (Galex satellite). Red labels mark the dwarf galaxies studied in this research.
Right: Detail of image produced by computer simulation of the galactic collision, showing debris ring and
condensations that became star-forming dwarf galaxies.
CREDIT: P-A Duc, CEA-CNRS/NRAO/AUI/NSF/NASA --- Presse Release: 2007-05-10
Idrogeno Atomico Neutro (HI): galassie “nane” (dwarfs)
Idrogeno Atomico Neutro (HI): galassie a spirale
Nelle regioni centrali delle galassie a spirali (soprattutto
quelle con bulge prominente), l’HI “scarseggia”.
Anche l’HII scarseggia.
La nostra Galassia non fa eccezione.
Intensa formazione stellare nel passato?
Si! Consistentemente con la teoria delle onde di densità
(Stelle si formano nei fronti d’urto  SF  freq. passaggio della materia nell’onda;
al centro  è maggiore  freq. maggiore SF più intensa)
Idrogeno Atomico Neutro (HI): galassie a spirale
L’HI estende oltre la regione visibile
A volte ci sono warps che iniziano al raggio di Holmberg
Cosa produce i warps?
Un criterio, sviluppato da Erik Holmberg nel 1958, per
stimare la dimensione di una galassia indipendentemente
dalla sua orientazione nello spazio. E’ il raggio al quale la
brillanza superficiale nel visibile (blue) raggiunge
magnitudine 26.5.
• Interazioni mareali (come quella della nostra Galassia con le MCs)?
• La materia oscura?
MERGING
Idrogeno Atomico Neutro (HI): galassie a spirale
UGC3697
Idrogeno Atomico Neutro (HI): curve di rotazione
La curva di rotazione (CDR) delle galassie a spirali è la
funzione V(R), che descrive la velocità tangenziale dei
punti del disco in rotazione, in funzione della distanza R
dal centro galattico.
Si ottiene dall’osservazione di:
• RRLs delle regioni HII (per le regioni centrali)
• riga 21 cm dell’HI (per le regioni periferiche)
Idrogeno Atomico Neutro (HI): curve di rotazione
Le ipotesi alla base della determinazione della CDR sono:
• le osservazioni si riferiscono a punti posti sul piano di una galassia
che ha un’inclinazione i rispetto al piano tangente la sfera celeste
(i = 90  edge-on; i = 0  face-on)
• la rotazione è dominante, ossia i moti non circolari sono trascurabili
Tuttavia:
 i = 0  no Doppler
 i = 90  ambiguità sul punto emittente
 Le CDR si ottengono da galassie con 0 < i < 90
Idrogeno Atomico Neutro (HI): curve di rotazione
rad
Voss
 Vsys  V ( R)  sin (i)  sin ( )
Vsys  velocità sistemica della galassia
R,  coordinate polari nel sist. rif. della galassia
i  inclin. del piano della galassia
V(R)
1 V(R)  R
2
2 V(R) massima
3 V(R)  R-1/2
3
1
R
Idrogeno Atomico Neutro (HI): curve di rotazione
Un semplice modello può spiegare la curva
3 V(R)  R-1/2
Questo vale a R grandi, quando M può pensarsi tutta concentrata nel centro.
Allora una massa unitaria sottoposta alla forza di gravità descrive un moto
kepleriano con velocità:
V 2 ( R)
M
M
1
 G 2 
V ( R)  G 

V ( R)  R 2
R
R
R
Misurando vari V(R) si può pensare di ottenere una stima di
Mtot entro un certo R
Idrogeno Atomico Neutro (HI): curve di rotazione
1 V(R)  R
Nella parte centrale la densità è maggiore…
…la galassia è circa una sfera con densità (r)
G  M ( R) G
2
Fg ( R) 

4

r
 (r )dr
2
2 
R
R 0
R
R
G
Fg  Fc
2
V ( R)   4r 2  (r )dr
R0
V 2 ( R)
Fc ( R) 
R
2
4

R
G

V ( R) 
 ( r ) cost 
 ( r )   
2
V ( R)  R
2
2 
3

V ( R)  R
1

V ( R)  R
2
Idrogeno Atomico Neutro (HI): curve di rotazione
2 V(R) massima
Nella situazione intermedia la galassia si schematizza con un disco molto
sottile con una densità superficiale di materia (r)
G  (r )rdr
Fg ( R)  
R 0 R2  r 2
R
V 2 ( R)
Fc ( R) 
R
R
V ( R)  G 
Fg  Fc
2
0
( r ) cost


V 2 ( R)  G  R 
V ( R)  R
 ( r ) decresce con r
se

V ( R)  cost
 (r )rdr
R2  r 2
Idrogeno Atomico Neutro (HI): curve di rotazione
La CDR standard si può approssimare con:
V ( R) 
AR
(1  B R )
Derivando in R
e ponendo = 0
n
n
Rmax

A
3
3
2n
2
Bn
2n
V ( R) max
Rmax
3
2
A
 3  n V ( R) max Rmax

 
3
GB  2 
G
2
M tot
3
n
3
con  n  3
2
• Dalla curva di rotazione si ricava
la massa totale se si osserva il
massimo
• L’incertezza su A e B aumenta con
la larghezza del massimo
• Più estesa è la CDR nota, più
accurata la misura della massa
Idrogeno Atomico Neutro (HI): la massa oscura
In passato solo le parti
note.
1
&
2
della CDR di alcune galassie erano
Oggigiorno si hanno dati a grandi R per molte galassie.
Molte mostrano CDR senza l’andamento kepleriano previsto
L’approx della massa tutta concentrata nel nucleo non è buona
Profili di luminosità ottiche (decrescono) vs CDR (piatte)
La massa racchiusa entro R, cresce al crescere di R, anche quando
le stelle non si vedono più
Idrogeno Atomico Neutro (HI): la massa oscura
Mass model for the massive spiral galaxy NGC
6946. The dots are the HI rotation velocities
derived from radio observations obtained at
Westerbork and at DRAO, in Penticton. The
three curves (from the bottom) are the velocity
contributions from the mass in gas (HI & He), in
stars and in dark matter. The continuous curve is
the sum of the 3 components. Note that the stars
are the main contributor to the mass in the inner
parts while the dark halo is mainly important in
the outer parts.
Ratio between (1) the HI gas surface densities
and the integrated surface densities of the dark
halo and between (2) the stellar and the dark
matter surface densities. While dark matter is not
at all distributed like the stars, the ratio between
the dark component and the gas is nearly
constant at all radii.
Idrogeno Atomico Neutro (HI): la massa oscura
Mass model for the dwarf irregular galaxy DDO
154. The dots are the HI rotation velocities
obtained at the Very Large Array. The three
curves (from the bottom) are the velocity
contributions from the mass in stars, in gas (HI &
He) and in dark matter. The continuous curve is
the sum of the 3 components. Contrary to
massive spirals, the dark matter halo contributes
at all radii, even in the inner parts.
Ratio between (1) the HI gas surface densities
and the integrated surface densities of the dark
halo and between (2) the stellar and the dark
matter surface densities. While dark matter is not
at all distributed like the stars, the ratio between
the dark component and the gas is nearly
constant at all radii. The situation is similar to
what is seen in massive spirals.
Idrogeno Atomico Neutro (HI): la massa oscura
1.
Gli studi di Ooort dei moti verticali delle stelle nelle vicinanze del Sole ->
la massa "gravitazionale" e' doppia di quella osservata in forma di stelle e
nubi di gas
2.
Le curve di rotazione delle galassie a spirale rimangono piatte fino a
distanze considerevoli dal centro -> la massa esistente deve essere alcune
volte maggiore di quella osservata
3.
Le velocita' relative di galassie in sistemi binari (legati) -> le masse
devono essere molte volte quelle osservate
4.
I moti randomatici in ammassi (legati) ricchi di galassie (rich clusters)
sono molto elevati -> la massa dell'ammasso deve essere ~10 volte
superiore alla somma delle masse galattiche osservate
Idrogeno Atomico Neutro (HI): la massa oscura
MASSA OSCURA!
MA…COS’E’?
1.
Materia barionica
1. oggetti collassati di tipo Gioviano (Machos)
2.
Materia non-barionica
1. neutrini pesanti
2. neuclariti (nuclei atomici MOLTO grossi)
3. particelle esotiche
Idrogeno Atomico Neutro (HI): la massa oscura
Per sapere la distribuzione della materia oscura bisogna valutare il
contributo della materia luminosa alla CDR.
Materia luminosa = disco + bulge
Materia oscura = alone sferoidale
Si cerca una soluzione che minimizzi il contributo della materia
oscura --> usiamo il massimo valore di M/L che permette di
calcolare una CDR consistente con la parte centrale della CDR
osservata (Modello di massimo disco)
Idrogeno Atomico Neutro (HI): la massa oscura
Idrogeno Atomico Neutro (HI): la massa oscura
Il Modello di massimo disco:
• cerca di attribuire le caratteristiche della curva di rotazione, per
quanto possibile, al disco ottico.
• fornisce la quantità e dislocazione della materia oscura associata
alle galassie a spirale nell’ipotesi che la parte centrale sia dominata
dalle stelle
Relazioni di Tully-Fisher e di Aaronson
Idrogeno Atomico Neutro (HI): la massa oscura
Relazione Tully-Fisher: Vmax della CDR vs. Ltot ottica
Relazione Aaaronson: Vmax della CDR vs. Magabs IR (1.6 )
indica
fornisce
La materia luminosa determina il massimo della CDR delle spirali
Distanza: Vmax --> Magabs --> D (osservando Magapp)
Idrogeno Atomico Neutro (HI): la massa oscura
…e nelle parti esterne?
… sembra che l’andamento piatto della CDR a grandi R sia causato
da un “cospirazione” fra materia luminosa e oscura in galassie di vari tipi
Perche’?
Modelli più complicati oppure ???
Idrogeno Atomico Neutro (HI): la massa oscura
Leggi della meccanica Newtoniana non valida in certe situazioni;
es. costante di gravitazione universale G non sempre costante
A B
FG  2 
R
R
Il secondo termine  1/R diventa importante solo per distanze galattiche
G cost per piccole accelerazioni a ---> G cresce al diminuire di a
Entrambi le ipotesi implicano una CDR piatta anche nel tratto kepleriano
Idrogeno Atomico Neutro (HI): la massa oscura
MOND: Modified Newtonian Dynamics
a '
GN  f    G
 a0 
GN = valore “approx” della cost. grav. univ.
G' = valore “vero” della cost. grav. univ.
a a
f   
per a  1
a0
 a0  a0
a
f    1 per a  1
a0
a
 0
a0 valore critico dell’accelerazione
Idrogeno Atomico Neutro (HI): la massa oscura
MGN R   a a0 MG ' a a 2
aN 
    2  
2
R
R a0 a0
v 2rot
ma a 
R
MGN
v 4rot
4



v
rot  MG N a0  cost
2
2
R
a0 R
sperimentali
a0 da
metodi


  10 8 cm  s 2