Post on 02-May-2015
Perche’ IR e mm?
Perche’ IR e mm?
1. Le nubi molecolari contengono polvere• Regioni di estinzione molto grande
• L’estinzione diminuisce al crescere della lunghezza d’onda
Why Infrared ?
Why Infrared ?
Perche’ IR e mm?
1. Le nubi molecolari, i cores molecolari, le protostelle, i dischi circumstellari, i pianeti, etc. sono freddi– emettono solo a bassa frequenza
= B(T) k
Righe IR e millimetriche
1. Nubi molecolari, cores, etc: T~10 K max~ 500 microns – Righe di molecole, anche complesse, nel millimetrico
– (CO, H2)2. Dischi circumstellari: T= 200010 K
– Dall’IR vicino al millimetrico, molecole e polvere
– (CO)3. Interfaccia tra nubi molecolari e regioni HII: T~1000K
– Righe di elementi neutri e ionizzati una volta nel lontano IR
– (CII, OI)– Righe vibrazionali dell’H2
– (PAHs)4. Regioni HII estinte: T=10000K
– Righe di elementi ionizzati– (HII, NII, SII)
nj
ni
hji
A21 = emissione spontanea (s-1)B12 J= eccitazione radiativa (s-1)B21 J= emissione stimolata (s-1)C12 = rate di eccitazione collisionale (cm3 s-1)C12=C21 g2/g1 exp(-h/kT)
Un atomo / molecola a 2 livelli
in generale, le collisioni dominanti sono con gli elettroni se il gas e’ molto neutro, le collisioni avvengono con H o H2
n1 (ne C12+ B12J) = n2 (ne C21 + A21 + B21J )
Se I processi radiativi sono trascurabili LTE
La popolazione dei livelli dipende dal campo di radiazione: un sistema di equazioni non lineari
Equazione del trasporto
Il campo di radiazione Je’ dominato dalla emissionedi riga (riga otticamente spessa)
n1 ne C12 = n2 (ne C21 + A21esc )
probabilita’ di fuga di un fotone di riga
Riga molto opaca (esc=0) LTERiga trasparente (esc=1) caso “standard”
In generale: un sistema di equazioni non lineari (esc dipende da n1)
2121e
12e
1
2
ACn
Cn
n
n
+=
Che cosa e’ la probabilita’ di fuga?
andamento asintotico
Se S e’ ~ cost.
Large velocity gradient (LVG)
e’ una quantita’ locale
S
T
riga sottile 21=1
riga spessa 21
I21 massa del gas
I21 superficie
Un gas in LTE emette righe!
T
Emissione o assorbimento? gas freddo (Tgas<Tstar) assorbimentogas caldo (Tgas>Tstar) emissione
E se Tgas≠cost?T
Per avere righe di assorbimento occorre una sorgente continua di background
EmissioneT
Assorbimento
Assorbimento ed emissione
Dischi circumstellari1. Il disco e’ scaldato dalla radiazione stellare:
LA SUPERFICIE E’ PIU’ CALDA DEL MIDPLANE
RIGHE IN EMISSIONE!
CO v=2-1 in HD141569
superficie
midplane
Se un disco e’ molto “attivo”
-8-6
-5
Se un disco e’ molto “attivo”
Il midplane diventa piu’ caldo della superficie
Righe in assorbimento
V1515 Cyg
Se il gas ha un campo di velocita’?
Vento stellare assorbimento blu
Gas in accrescimento assorbimento rosso
Profili P-Cygni
Rotazione e campo magnetico
Accrescimento e perdita di massa avvengono simultaneamente nelle stelle T Tauri
Accrescimento di materia sulla stella
Accrescimento di materia sulla stellaEspulsione di materia dal disco
Espulsione di materia dal disco
Esistono cores in collasso gravitazionale? Si, ma e’ stato molto
difficile trovarli
Di Francesco et al. 2001
NGC133-
IRAS4
Kinematical detection of infalling gas
Tr
Tb
1. E’ possibile rivelare i moti di “infall” del gas molecolare mediante l’osservazione di traccianti accuratamente selezionati
Perchè è stato così difficile rivelare infall?
1. Le prime osservazioni sono state rivolte alle molecole più abbondanti (e.g. CO)
2. Sono stati rivelati moti di diverse decine di km/s...
…ma nel verso sbagliato!!
Snell et al. 1980
fine
1. Perche’ osservare a grandi lunghezze d’onda
2. Popolazione dei livelli, probabilita’ di fuga
3. Righe di emissione e di assorbimento
4. Ex: righe di emissione e di assorbimento nei dischi circumstellari
5. Profili P-Cygni (blushifted, reshifted)
6. Ex: infall and outflows nelle stelle di pre-sequenza principale; accrescimento magnetosferico
7. Ex: Cores molecolari in collasso