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Astrofisica I A.A. 2003/2004

Astrofisica I A.A. 2003/2004. Proprietà del mezzo interstellare. Mezzo interstellare (ISM). Componente f V <n H > T e f M visibilità Hot ICM 0.5 0.005 500,000 0.001 raggiX

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Astrofisica I A.A. 2003/2004

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Presentation Transcript

  1. Astrofisica IA.A. 2003/2004 Proprietà del mezzo interstellare

  2. Mezzo interstellare (ISM) Componente fV <nH> Te fM visibilità Hot ICM 0.5 0.005 500,000 0.001 raggiX WIM 0.5 0.3 8,000 0.05: Ha, righe ass. IS Warm HI 0.05: 1: 8,000 0.05: HI, righe ass. IS nubi HI 0.05 5-20 10-100 0.4 HI 21cm line nubi H2 0.005 >100 5-30 0.5 CO, HCN, (H2 ) HII Regions 0.001 10-10000 10,000 0.02 Ha, radio cont Polveri 1.0 5-60 0.01 IR, extinction Particelle 1.0 radio cont, raggi-g

  3. Gas Atomico • La maggior parte dell’informazione viene da misure della riga a 21cm HI • Misure “single-dish” per diverse migliaia di galassie • Flusso HI integrato --> masse HI • Profili di riga integrati --> velocità radiali, velocitià di rotazione • Mappe “aperture synthesis” • distribuzione dettagliata di HI • Curve di rotazione, campi di velocità 2D dettagliati • (galassie vicine) struttura di e tra le nubi di ISM atomiche, distribuzione di temperatura

  4. Distribuzione HI • Il gas è molto più esteso --> tipicamente RHI ~ 1.5-5 R25 • La formazione stellare è avvenuta solo in parte del disco • La cinematica HI può essere usata per tracciare il potenziale gravitazionale a grandi raggi (decine di kpc)

  5. Gruppo di M81: VLAYun et al. 1994, Nature, 372, 530

  6. Cinematica dell’HI • Generalmente HI ruota a velocità pressocchè costante (“curva di rotazione piatta ”) • Il profilo integrato della riga HI mostra il tipico andamento a “doppio corno” • Fornisce precise misure di velocità radiali e larghezza di riga.

  7. HI: Andamento con il tipo morfologico: • HI costituisce ~metà della massa di gas totale in una tipica galassia a spirale (vs ~50% H2) • La frazione di gas HI è funzione dell’“Hubble type” • MHI/MHI+stelle va da 0.0 0.9 andando da E  Irr Roberts & Haynes 1994, ARAA, 32, 115

  8. Gas Molecolare • La maggior parte del gas molecolare è in forma di H2, ma gas H2 freddo non ha righe di emissione osservabili. • La maggior pate dell’informazione è ricavata da transizioni rotazionali del CO in banda millimetrica, con qualche informazione aggiuntiva da isotopi del CO o da altre molecole (HCN, OH…) • La transizione principale del CO è a 2.7 mm (J = 1 --> 0) • Come nel caso HI, dati per galassie esterne si ottengono combinando tecniche “single-disk” e “aperture synthesis” • H2 è trovato in nubi fredde e massicce (>104 Mo), otticamente spesse con transizioni mm del CO. • Massa di H2 è dedotta empiricamente dalla correlazione con la luminsità CO (questa questione è ancora controversa!!) N(H2) (cm-2) ~ 3 x 1020 I(CO) (K km s-1)

  9. Distribuzione del CO • in galassie a spirale il CO tende a seguire la distribuzione delle stelle, in particolare giovani • Poco o niente CO oltre il raggio ottico • in molte galassie di piccola massa (S, Irr), CO è sistemamticamente debole rispetto alla quantitaà di stelle giovani e di HI Regan et al 2001, ApJ, 561, 218

  10. CO: Andamento con il tipo morfologico • Il gas molecolare tende ad essere la fase dominante in galassie a spirale “early”, con una frazione di H2 che decresce per tipi più “late”, e/o galassie di piccola luminosità • Forte aumento della frazione totale di gas (atomico + molecolare) con il tipo morfologico Young & Scoville 1991, ARAA, 29, 581

  11. Young & Scoville 1991, ARAA, 29, 581

  12. Polvere Interstellare • Circa l’1% dell’ ISM è in forma di grani solidi che contengono il ~50% degli elementi pesanti dell’ISM • I grani assorbono circa il 40% dell’energia bolometrica di galassie nell’universo locale • È possibile studiare la polvere modellando l’estinzione osservata in banda visible e UV • I grani riemettono l’energia nel medio-infrarosso (5 - 300 mm) ed è possibile mappare la struttura della polvere direttamente

  13. Emissione della polvere • Spettro integrato della nostra Galassia (sotto) come esempio dello spettro tipico di una galassia • L’emissione della polvere è più larga di quella dovuta ad una singla temperatura ed è fittata come la somma di 4 componenti: • T ~ 15 K (100 - 300 mm) polvere fredda in nubi molecolari • T ~ 20-30K (100-150 mm) polvere in nubi diffuse, “cirri IR” • T ~ 60 K (50 mm) grani tiepidi in zone di formazione stellare • T ~ 300 K (10 mm) banda PAH in emissione da piccoli grani • IR traccia la morfologia di bande • di polvere, regioni di formazione • stellare Cox et al. 1986, A&A, 155, 380

  14. Bendo et al 2002, AJ, 123, 3067 NGC 6946 Ha ISO 15 mm Ferguson et al 1998, Roussel et al 2001, ApJ, 506, L19A&A, 369, 473

  15. ISM ionizzata tiepida • Regioni HII • Traccia in maniera diretta la formazione stellare massiccia • Tracciata principalmente da righe di ricombinazione dell’idrogeno (Ha, Pa, Brg) o da radio continuo termico • Gas ionizzato diffuso • Densità caratteristica 0.01 - 0.1 cm-3 • in spirali il gas è fotoionizzato principalmente da radiazione UV prodotta (sfuggita) da regioni HII • Galassie “early-type” (e sferoidi) possono avere una fase diffusa che è ionizzata da shocks • A volte associata con la fase diffusa neutra

  16. NGC 2841 NGC 3184 NGC 4449 Sb Sc Irr

  17. x Kennicutt 1998, ARAA, 36, 189

  18. ISM calda ionizzata (coronale) • E’ tracciata principalmente dall’emissione X “soft” (bremsstrahlung (1-10 keV)) o da righe di assorbimento ad alta ionizzazione (e.g. OVI) • T ~ 3-5 x 105 K, n ~ 10-3 cm-3 • Alte temperature richiedono un riscaldamento di tipo cinetico (supernovae, venti stellari, collisioni fra nubi) • Diversi tipi di strutture • Aloni diffusi dentro/attorno E/S0 massicce, bulge • Emissione diffusa dal disco dovuta a residui di supernove, venti stellari • Fontane extraplanari, ciminiere, “superwinds” • “infalling clouds”, “cooling flows”

  19. CXO Images http://www.chandra.harvard.edu NGC 4649 = M60: E2 Randall & Sarazin 2001, unpub NGC 4631: Sc Wang et al. 2001, ApJ, 555, L99

  20. NGC 1569 Irr Martin et al. 2002, ApJ, 574, 663

  21. Particelle relativistiche, Campi • Emissione continua radio (cm) di galassie è principalmente dovuta ad emissione non-termica di sincrotrone proveniente da elettroni relativistici nel campo magnetico della galassia • Quindi l’emissione radio (distribuzione, polarizzazione) traccia i processi ad alta energia e la struttura o forza del campo magnetico interstellare

  22. Beck 2001, Space Science Revs, 99, 243

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