Le Galassie:
il mezzo interstellare
Lezione 8
La Polvere
Importanza della polvere nell’evoluzione e nelle proprietà osservative
delle galassie:
La polvere favorisce la formazione delle molecole → formazione stellare
La polvere assorbe la radiazione ottica-UV → alterando lo spettro delle
galassie (specialmente quelle giovani)
L’emissione termica della polvere consente l’identificazione di galassie ad
alto redshift tramite osservazioni sub-mm
A. Marconi
Astronomia Extragalattica (2010/2011)
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Grani di polvere nell’ISM
Dimensioni tipiche fra 50Å e 1μm
Composti tipicamente di silicati e grafite, ma
contengono anche molti altri composti
(C, SiO, SiC, H2O, Fe3O4, Fe3C, Al2O3, MgSiO3,...)
A. Marconi
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Formazione dei grani
I grani si formano
principalmente nelle
atmosfere di stelle fredde
evolute (principalmente
AGB) dove le condizioni
fisiche sono ottimali
(T~1500K, N~1010 cm-3) per
la condensazione di diversi
metalli.
I grani vengono poi dispersi
nell’ISM dai venti stellari.
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Formazione dei grani
Massa in polvere (M!)!
Un’importante conseguenza di questo meccanismo di produzione è che
sono necessari >109 anni per produrre significative quantità di polvere,
ovvero il tempo necessario perchè i progenitori delle AGB (massa
intermedia) evolvano dalla sequenza principale
108
AGBs!
106
ma il grosso della
polvere (>90%)
prodotto dopo 1 Gyr
104
prime AGBs
~40 Myr...
102
0.01
0.1
1
10
Etaʼ (Gyr)!
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Formazione dei grani
I grani di polvere possono crescere ulteriormente nell’ ISM, per:
accrescimento dalla
fase gassosa
coagulazione di grani
I grani di polvere possono essere distrutti o frammentati da:
• Intesi campi di radiazione (→ alta temperatura → sublimazione)
• Onde d’urto (es. da Supernovae)
• Collisioni fra grani
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Formazione dei grani
Elemento
I grani di polvere costituiscono solo
~1% della massa dell’ISM, ma
possono contenere un’elevata
frazione di metalli, alcuni dei quali
sono quasi completamente assenti
dalla fase gassosa perché
principalmente condensati in grani.
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He
C
N
O
Ne
Na
Mg
Al
Si
P
S
Cl
Ar
Fe
Frazione in
fase gassosa
1
0.4
1
0.6
1.0
0.2
0.2
0.01
0.03
0.25
1
0.4
1
0.01
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Effetti osservativi della polvere
ESTINZIONE
assorbimento + scattering
EMISSIONE TERMICA
aumenta T
radiazione
UV-ottica
radiazione blu più
assorbita e più diffusa
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radiazione IR
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Estinzione da polvere
F (λ) = F0 (λ) e
−τ (λ)
spessore
ottico
spessore
geometrico
nube di
polvere
= F0 (λ) 10
−A(λ)/2.5
densità
grani
densità di colonna
dei grani
D
τ (λ) = D k(λ) = D nd σext (λ) = Nd σext (λ)
(assumendo tutti
i grani uguali)
sezione d’urto
(dipende solo dalle proprietà dei grani)
σext (λ) = Qext (λ, a)σgeom = Qext (λ, a)πa2
dimensione
efficienza di
grano sezione d’urto
estinzione relativa
geometrica
a quella geometrica
se grano sferico
di raggio a
Qext (λ, a) = Qabs (λ, a) + Qsca (λ, a)
A. Marconi
efficienza di estinzione divisa
in efficienza di assorbimento
ed efficienza di scattering
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Estinzione da polvere
In realtà i grani hanno una distribuzione di dimensioni (amin< a <amax) e sono
costituiti da diversi tipi (i):
τ (λ) =
��
i
amax
amin
Ndi (a) Qiext (λ, a) π a2 da
in genere si assume che la distribuzione di dimensione dei
grani sia una semplice legge di potenza:
Nd (a) ∝ ab
Per il mezzo interstellare diffuso nella nostra galassia un buon fit alla
curva di estinzione osservata si ha con:
b = -3.5, amin = 0.005 µm, amax = 0.25 µm
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Estinzione da polvere
La curva di estinzione, ovvero τ(λ)/τ(λ0) = A(λ)/A(λ0), può essere
determinata dallo spettro di stelle di cui si presume di sapere la forma
intrinseca.
F0(λ)
F(λ) = F0(λ) e−τ(λ)
λ
λ
E’ un metodo che si può applicare solo nella Via Lattea e nelle galassie
più vicine.
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Estinzione da polvere
In genere la curva di estinzione cresce al diminuire della lunghezza d’onda
(dovuto ai tanti grani piccoli che sono molto efficaci nell’assorbire λ corte)
~1/λ
~1/λ2
“bump” della grafite
a 2175 Å
Significative
variazioni nella curva
di estinzione fra l’ISM
diffuso della MW e
quello della LMC e
SMC (Z più basse e
intensità di radiazione
stellare maggiore).
Inoltre, anche
all’interno della MW ci
sono forti variazioni.
Nell’infrarosso si ha quindi molta meno estinzione che nell’ottico e
si possono penetrare le nubi di polvere (AK ~ 0.1 AV).
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Ottico
+ Vicino IR
Ottico
+ Vicino IR
Estinzione da polvere
L’estinzione ad una certa λ può essere scritta come A(λ) = f(λ) AV dove f(λ) è
la curva di estinzione, che dipende unicamente dalle proprietà dei grani,
mentre AV è l’estinzione in banda V che dipende anche dalla quantità di
polvere lungo la linea di vista.
Spesso si utilizzano le righe dell’idrogeno (di cui si conoscono i rapporti),
es. il “decremento di Balmer” Hα/Hβ, per stimare l’estinzione
ef f
αHα
(H 0 , Te )
L(Hα)
� ef f
≈ 3 per Te = 104 K
L(Hβ)
αHβ (H 0 , Te )
�
�oss �
�em
Fλ (Hα)
Fλ (Hα)
=
10(AHβ −AHα )/2.5
Fλ (Hβ)
Fλ (Hβ)
�
�oss
Fλ (Hα)
≈ 3 × 10AV [f (Hβ)−f (Hα)]/2.5
Fλ (Hβ)
data una curva di estinzione f(λ) (spesso assunta) si ricava AV
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Estinzione da polvere
La presenza di polvere
spesso altera fortemente lo
spettro osservato di una
galassia. Correggere l’effetto
di estinzione e ricavare lo
spettro e luminosità
intrinseche è spesso uno dei
principali problemi nella
caratterizzazione delle
galassie (specialmente quelle
con elevato tasso di
formazione stellare).
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Estinzione da polvere
All’estinzione contribuiscono assorbimento e scattering della radiazione
radiazione
ottica/UV
non polarizzata
l’assorbimento provoca riscaldamento
del grano → emissione termica IR
radiazione
IR termica
radiazione
“scattered”
polarizzata
se c’è una direzione preferenziale di scattering allora la radiazione
riflessa risulta polarizzata linearmente.
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Emissione termica della polvere
corpo nero
assorbimento nell’IR k(λ) ∼ λ−2
Ldust (λ) ∝ Mdust ε(λ) = Mdust B(λ, T )k(λ)
ε(λ)
B(λ, T ) =
k(λ)
Legge di Kirchhoff
Qual’e’ la temperatura dei grani?
Se assumiamo il grano sferico (di raggio a) ed in equilibrio termico, ovvero
energia assorbita nell’UV-ottico = energia irradiata nell’IR si ottiene:
πa2 �Qabs �U V FU V = 4πa2 �Qabs �IR σSB T 4
Qabs mediato sullo
spettro UV incidente, ~1
flusso UV
incidente
sul grano
Qabs mediato sullo spettro infrarosso
(per λ≫a, <Qabs>~T)
La radiazione UV è quella che contribuisce principalmente al riscaldamento
della polvere, sia perché nelle galassie attive (starburst/AGN) è
energeticamente dominante, sia perché la sezione d’urto per assorbimento
della polvere è molto maggiore nell’UV rispetto all’ottico.
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Emissione termica della polvere
⇒ Teq(K) ≈ 40 L391/5 Rpc-2/5
luminosità della
sorgente UV in
1039 erg/s
distanza dalla
sorgente UV in pc
La polvere diffusa nel mezzo interstellare (riscaldata dalla radiazione
stellare diffusa) ha temperature di ~20-30 K → emissione a ~100-200 µm
La polvere in regioni di formazione stellare ha temperature tipiche
attorno a 50-70 K → emissione a ~60-80µm
(anche se attorno a stelle calde si raggiungono temperature di ~100 K)
La polvere attorno agli AGN ha un ampio intervallo di temperature, la
maggiore parte dell’emissione avviene da polvere con temperature di alcune
centinaia di gradi → emissione a ~10-30µm ma nelle regioni più interne si
raggiunge la temperatura massima consentita per la polvere, ovvero la
temperatura di sublimazione dei grani:
Tsub(silicati)~2000K
Tsub(grafite)~1500K
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Emissione termica della polvere
Esempi di emissione da polvere in galassie con elevato tasso di formazione
stellare e fortemente oscurate:
Arp220
M82
In questi oggetti la rad. IR osservata
è ≫ della radiazione stellare ottica
L’integrale di questa energia
UV viene riemessa nell’IR
L’emissione IR è in linea di principio
il miglior tracciante di formazione
stellare nelle galassie oscurate (“starburst”).
Disco di galassia
normale: mezzo
ISM diffuso e
poca formazione
stellare nei
bracci
Ellittica: basso contenuto
di polvere e bassa
formazione stellare
Osservare la distribuzione dell’emissione termica della polvere nelle
galassie è difficile, perché nel lontano infrarosso si hanno problemi di
sensibilità e di risoluzione angolare (~λ/D; il satellite Herschel ed ALMA
miglioreranno enormemente le capacità osservative in questo settore)
ottico (HST)
emissione termica da polvere che traccia
forte formazione stellare nella zona di
merging (invisibile nell’ottico)
350µm (Caltech
Submm Observatory)
Polycyclic Aromatic Hydrocarbon (PAH)
Sono i più piccoli grani di grafite ~ 4 - 10Å (praticamente sono macro-molecole)
Polycyclic Aromatic Hydrocarbon (PAH)
Quando le PAH vengono irraggiate
da un campo di radiazione UV
vengono eccitati diversi modi di
vibrazione e curvatura (bending)
del piano dei grani che emettono
forti bande spettroscopiche nel
medio infrarosso (specialmente a
6-8µm)
→ le bande mid-IR sono dei buoni traccianti della distribuzione
di polvere e della formazione stellare
Ma attenzione: sono grani molto fragili e vengono distrutti in presenza
del forte campo di radiazione di un AGN
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La Galassia di Andromeda (M31)
Continuo nel vicino ir (stelle vecchie)
PAH nel medio -IR (polvere e
formazione stellare)
continuo UV (stelle calde =
formazione stellare non
oscurata)
M81
Continuo nel vicino ir (stelle vecchie)
PAH nel medio -IR (polvere e
formazione stellare)
M51
Continuo nel vicino ir (stelle vecchie)
(mix di stelle giovani
e vecchie)
“dust
lanes”
PAH nel medio -IR (polvere
e formazione stellare)
