Gas Atomico nel Mezzo
Interstellare
(Introduzione all’Universo Parte III)
L’idrogeno in fase atomica, se riscaldato
emette fotoni in zona radio con = 21 cm.
L’emissione corrisponde alla transizione nel
numero quantico fondamentale n = 1 tra lo stato
magnetico parallelo e antiparallelo.
L’energia di transizione è di 6 eV.
La rivelazione avviene mediante radiotelescopi.
Per eccitare l’idrogeno atomico con n 2,
occorrono almeno 10.2 eV per atomo: un milione
di volte superiore all’energia corrispondente alla
riga di lunghezza d’onda 21 cm.
Questo rende la riga spettrale a 21 cm la
la più importante in astronomia, in
quanto può essere emessa dall’idrogeno
atomico in condizioni interstellari
normali.
Usando la riga a 21 cm emessa dagli
atomi di idrogeno, si può misurare la
massa sia del gas atomico sia delle stelle
presenti in una galassia.
Misurazione della Massa di una Galassia
1) La riga a 21 cm rivelata dai radiotelescopi è il
risultato della transizione spontanea dallo stato
parallelo ad antiparallelo allo stato fondamentale
n = 1 dell’idrogeno.
2) Non è possibile prevedere il momento della
transizione, ma la probabilità che la transizione
avvenga entro un dato tempo.
Transizioni permesse e proibite in H0
PERMESSE: stati con livelli di energia
n = 2 hanno una vita media molto breve: solo
10-8 s prima che si verifichi la transizione
2
1.
4) PROIBITE: hanno bassissima probabilità
di verificarsi in un dato intervallo di tempo.
Gli atomi rimangono nello stesso stato per 107
anni prima di passare a un livello energetico
più basso.
Urti tra atomi nel gas di H0
Nonostante la bassa densità interstellare del gas
di idrogeno, gli atomi si urtano una volta ogni
mille anni, frequenza sufficientemente alta da
produrre transizioni tra gli stati parallelo e
antiparallelo in n = 1, con emissione radio
misurabile sulla riga a 21 cm.
Misurazione della massa
L’intensità della riga a 21 cm è proporzionale
alla quantità di atomi che emettono, quindi alla
massa di idrogeno atomico presente nella
galassia.
Si possono misurare massa e forma
di una galassia dall’analisi dello spettro radio
con = 21 cm
La misurazione dell’effetto doppler angolare a 21
cm permette di misurare sia la velocità di rotazione
di una galassia, quindi la forza centrifuga che
bilancia la forza di gravità diretta verso il centro
galattico, sia la velocità relativa delle parti in
movimento rispetto all’osservatore.
La massa della galassia, nota la distanza
del centro galattico dall’osservatore, si
valuta su base gravitazionale
2
M G vO
2
rOG
rOG
VLA: Very Large Array, New Messico desert
Galassia M83
Osservata alla lunghezza radio di 21 cm. Si
evidenzia la rotazione per effetto Doppler.
Per M 83 la massa totale è pari a 10 miliardi
M , il 6% risulta costituita da H0.
La massa risultante è però 10 volte superiore a
quella deducibile dal conteggio statistico sulle
masse stellari visibili.
Per spiegare questo fenomeno, si pensa che
esista della materia oscura non visibile
otticamente ma gravitazionalmente influente
sulla materia visibile, la cui natura e tuttora
misteriosa.
Via Lattea
L’emissione a 21 cm sul piano galattico evidenzia
una massiccia presenza di idrogeno atomico
nell’intorno del nucleo.
La forma della nostra galassia
- L’emissione galattica a 21 cm ha massima
intensità nella direzione del Sagittario ed è
localizzata su un sottile disco;
- Una parte del picco di radiazione risulta
spostato verso il rosso, l’altra verso il blu, in
accordo con l’ipotesi che il nostro sistema si
trovi al confine del braccio di una spirale in
rotazione, con centro nella direzione della
costellazione del Sagittario;
Profilo di emissione della riga a 21 cm che caratterizza il disco del piano galattico
- La migliore stima della distanza del Sole dal
centro galattico è 8.5 Kpc (2.6 1017 Km).
- La velocità orbitale del sistema solare
intorno al nucleo galattico è di 220 Km/s,
quindi il S.S. compie un giro della galassia
ogni 240 milioni di anni, uguale al tempo
trascorso dall’epoca dei dinosauri.
