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Manifestazioni nel radio delle nebulose gassose

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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.

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Presentation Transcript
manifestazioni nel radio delle nebulose gassose

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 gassose1

Manifestazioni nel radio delle nebulose gassose

Una regione HII tipicamente e' otticamente sottile (optically thin) alla sua radiazione; diventa otticamente spessa (optically thick) alle lunghezze radio >>

Emissione radio continua termica

lo spettro e' in generale non-planckiano ed e' determinato dalle caratteristiche microscopiche del processo emittente

Emissione per Breehmstralung ("radiazione di frenamento"), detta anche free-free

manifestazioni nel radio delle nebulose gassose2

Manifestazioni nel radio delle nebulose gassose

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

Emissione radio continua termica

manifestazioni nel radio delle nebulose gassose3

Manifestazioni nel radio delle nebulose gassose

  • 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.)

Linee di ricombinazione (RRLs)

manifestazioni nel radio delle nebulose gassose4

Manifestazioni nel radio delle nebulose gassose

La maggior parte dell'ISM e' formato da nubi "fredde" (T ~ 10 - 100 K) di H atomico (HI) e molecolare (H2)

Nell'ottico tali nubi sono osservabili solo indirettamente (e solo nelle vicinanze) tramite l'oscuramento da grani di polvere o le righe di assorbimento da atomi pesanti mischiati all'H

Nell'ottico l'H in tali nubi fredde non e' direttamente osservabile

Emissione a λ = 21 cm da regioni HI

manifestazioni nel radio delle nebulose gassose5

Manifestazioni nel radio delle nebulose gassose

Emissione a λ = 21 cm da regioni HI

Ewen & Purcell, 1951, Nature 168, 356

Muller & Oort, 1951, Nature 168, 357

Hendrik “Henk” van de Hulst (1948)

manifestazioni nel radio delle nebulose gassose6

S

N

e

e

N

S

Transizione spin flip

N

N

p

p

S

S

Fotone con λ = 21 cm

Manifestazioni nel radio delle nebulose gassose

Emissione a λ = 21 cm da regioni HI

manifestazioni nel radio delle nebulose gassose7

Manifestazioni nel radio delle nebulose gassose

Non e' possibile osservare la transizione "21-cm" in laboratorio, in quanto e' altamente proibita (ossia rara)

Le dimensioni astronomiche delle nubi (centinaia di anni luce) la rendono piu' probabile e quindi osservabile

La riga "21 cm" e' l'unico metodo diretto di osservare HI atomico nelle nubi Galattiche e non

Informazione sulla velocita' per spostamento Doppler

Emissione a λ = 21 cm da regioni HI

manifestazioni nel radio delle nebulose gassose8

Manifestazioni nel radio delle nebulose gassose

La riga "21-cm" si osserva:

In emissione quantita' di H lungo la l.o.s.

In assorbimento temperatura del gas assorbente

(in direzione una sorgente intesa di continuo)

Emissione a λ = 21 cm da regioni HI

manifestazioni nel radio delle nebulose gassose9

Manifestazioni nel radio delle nebulose gassose

  • 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 %

Emissione a λ = 21 cm da regioni HI

manifestazioni nel radio delle nebulose gassose10

Soft X-rays

Troppo deboli?

o

Mancano la distribuzione di alcuni livelli di ionizzazione aspettata)

n ~ 10 cm-3

T ~ 102 K

Nube

n ~ 10-1 cm-3

T ~ 104 K

Mezzo fra le nubi

Manifestazioni nel radio delle nebulose gassose

Emissione a λ = 21 cm da regioni HI

Modello a due fasi dell'ISM

manifestazioni nel radio delle nebulose gassose11

Manifestazioni nel radio delle nebulose gassose

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' H2sopravvive solo in nubi dense dove e' schermato dagli UV

Nubi molecolari (H2)

manifestazioni nel radio delle nebulose gassose12

Manifestazioni nel radio delle nebulose gassose

  • 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)
  • AJ1J2α (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...)

Nubi molecolari (H2)

manifestazioni nel radio delle nebulose gassose13

J=3

CH+ + O

CO + H+

λ = 0.87 mm (ν = 345 GHz)

OH + C+

CO + H+

J=2

n(CO)

λ = 1.3 mm (ν = 230 GHz)

~ 10-7

J=1

n(H)

λ = 2.6 mm (ν = 115 GHz)

J=0

Manifestazioni nel radio delle nebulose gassose

Il CO ha un momento di dipolo permanente µ = 0.112 Debye

Le transizioni rotazionali piu' basse cadono nelle microonde (mm)

Nubi molecolari (CO)

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 gassose14

Manifestazioni nel radio delle nebulose gassose

  • La molecola dell'OH e' stata scoperta in assorbimento nel 1963 (Weinreb et al.) nelle sue 4 transizioni iperfini a 18 cm (1.6 GHz)
  • La molecola dell'OH e' stata scoperta in emissione nel 1965 (es. Weaver et al.) in regioni HII identificate nel radio da Westerhout
      • righe molto intense
      • righe molto strette
      • forte polarizzazione
      • variabili su tempi scala di giorni

Nubi molecolari (OH)

MASER

Se le righe fossero di origine termica Tb ~ 1012 K (non compatibili con le linewidths: Tk ~ 100 K)

manifestazioni nel radio delle nebulose gassose15

E2

Equilibrio termodinamico (LTE):

n1> n2 (Boltzmann)

Mezzo interstellare (non-LTE, normally)

n1>> n2

E1

E2

E1

MASER (non-LTE, normally):

n1< n2

Manifestazioni nel radio delle nebulose gassose

Laser

Light Amplification by the Stimulated Emission of Radiation

Maser

Microwave Amplification by the Stimulated Emission of Radiation

manifestazioni nel radio delle nebulose gassose16

Manifestazioni nel radio delle nebulose gassose

  • I MASER da laboratorio sono stati inventati da Townes e Schawlow nel 1954 (prima dei LASER)
  • Il meccanismo che causa l'inversione di popolazione dei livelli (il rapporto fra il numero di molecole nello stato eccitato e quello nello stato base e' maggiore che in LTE) e' detto "pompaggio" (pump)
  • Il "pompaggio" e' costituito da immissione di una qualche energia nel sistema:
  • in laboratorio: pompaggio chimico o radiativo
  • nello spazio: pompaggio radiativo o collisionale

Nubi molecolari (MASER)