Determinazione di abbondanzeDeterminazione di abbondanzenelle regioni HIInelle regioni HII

Determinazione di abbondanzeDeterminazione di abbondanzenelle regioni HIInelle regioni HII

Martinelli Federica

A.A. 2004-2005

Seminario per il corso diASTRONOMIA EXTRAGALATTICAASTRONOMIA EXTRAGALATTICA

Prof. Guido Chincarini

La maggior parte delle informazioni

utilizzate in questo seminario sono tratte da:

Donald E. OsterbrockDonald E. Osterbrock

““Astrophysics of Gaseous Nebulae and Astrophysics of Gaseous Nebulae and

Active Galactic Nuclei”Active Galactic Nuclei”Univesity Science Books

Regioni HIIRegioni HII

Per regioni HII si intendePer regioni HII si intende

nubi di gas parzialmente ionizzato, nubi di gas parzialmente ionizzato,

con prevalenza di Idrogeno, con prevalenza di Idrogeno,

caratterizzate da un’emissione dominante caratterizzate da un’emissione dominante

alla lunghezza d’ondaalla lunghezza d’onda

prima riga della serie di Balmer

(transizione n = 3 n = 2)

Regioni HII : dove?Regioni HII : dove?

La nostra Galassia:

le osservazioni mostrano una concentrazione di regioni HII nel piano del disco, nonostante la concentrazione delle polveri renda difficoltosa la determinazione della posizione.

Le altre galassie :

BCD :sono spesso chiamate “extragalactic HII regions” perchè mostrano un’emissione Ha distribuita sulla quasi totalità della superficie della galassia;

IRREGOLARI : mostrano distribuzioni varie, non simmetriche;

SPIRALI : concentrazione prevalentemente nel disco, lungo le braccia della spirale;

ELLITTICHE ed S0 : tipicamente non contengono nubi di H ionizzato.

Spirale VCC0596 (NGC 4321)Spirale VCC0596 (NGC 4321)

Immagine in banda B della galassia (Goldmine, 2003)Immagine in banda B della galassia (Goldmine, 2003)

Immagine in banda stretta (net) alla lunghezza d’onda della Ha Immagine in banda stretta (net) alla lunghezza d’onda della Ha (Goldmine, 2002)(Goldmine, 2002)

Immagine in banda stretta (net) alla lunghezza d’onda della Ha Immagine in banda stretta (net) alla lunghezza d’onda della Ha (Goldmine, 2002)(Goldmine, 2002)

Regioni HII : ingredientiRegioni HII : ingredienti

La selezione morfologica delle galassie contenenti regioni HII è facilmente interpretabile se si considera che elementi

fondamentali alla formazione di questi oggetti sono :

O -B stars O -B stars + + HI HI

FOTOIONIZZAZIONEFOTOIONIZZAZIONE e RICOMBINAZIONERICOMBINAZIONE

sono i processi fondamentali.

Regioni HII : meccanismiRegioni HII : meccanismi FOTOIONIZZAZIONE : i fotoni UV con hv>13.6 eV, prodotti da stelle giovani O-B ( T >30.000K) di Popolazione I, estraggono fotoelettroni; l’energia in eccesso va in energia cinetica delle particelle formatesi. TERMALIZZAZIONE :le collisioni elettrone-ione determinano una ridistribuzione dell’energia in modo da mantenere una Maxwelliana con temperature 5.000K < Tnube < 20.000K. RICOMBINAZIONE : la cattura di elettroni termici a livelli eccitati è seguita dal ritorno allo stato fondamentale neutro per decadimento a cascata a livelli di energia inferiore con emissione di fotoni, tra cui Ha in particolare.

Le proprietà delle regioni HII sono fissate in condizioni di EQUILIBRIO di questi processi fondamentali.

Equilibrio di fotoionizzazioneEquilibrio di fotoionizzazione

L’equilibrio tra processi di fotoionizzazione e ricombinazione fissa il grado di ionizzazionegrado di ionizzazione della nube.

Nelle ipotesi: - nube di solo H, omogenea, statica

- stella sorgente unica

l’equilibrio è descritto dall’equazione:

Soglia

Num. di fotoni incidenti per unità di area, tempo, freq.

Num di fotoionizzazioni per atomo di H e unità di tempo

coeff. di ricombinazione

Sezione d’urto di assorbimento per fotoionizzazione

Intensità media

radiazione

dove:Distanza dalla stella

Sfera di StromgrenSfera di Stromgren

Dall’equazione dell’equilibrio si osserva che, fissate le proprietà della stella e della nube

il grado di ionizzazione dipende solo dalla distanza r del il grado di ionizzazione dipende solo dalla distanza r del punto considerato dalla sorgente.punto considerato dalla sorgente.

Una stella è in grado di ionizzare solo un volume limitato di gas; assumendo un’emissione isotropa, esiste pertanto un raggio limite di transizione tra la sfera di H ionizzato e la nube di H neutro, detto RAGGIO DI STROMGRENRAGGIO DI STROMGREN.

Tale raggio risulta dell’ordine del libero cammino medio di un fotone UV ionizzante.

....

+....

Nubi di H e HeNubi di H e He

La struttura di ionizzazione di una nube di H e He dipende, oltre all’abbondanza di He, anche dalla temperatura T della stella:

hv < 24.6 eV

nube di e

hv > 24.6 eV

pochi fotoni alta energia

tanti fotoni alta energia

2 regioni di ionizzazione

unica regione di e

hv > 24,6eV

2 regioni

hv >> 24,6eV

regione unica

Andamento del raggio relativo di una regione di He ionizzato in funzione della temperatura equivalente della stella ionizzante.

MetalliMetalli

Negli spettri delle regioni HII si osservano anche righe di emissione di elementi pesanti, in particolare O , N , C , Ne, con densità relative all’ H dell’ordine di .

Le temperature stellari non sono sufficientemente alte fotoionizzazione non è il processo primario.

L’emissione è legata principalmente a transizioni a livelli eccitati per collisioneper collisione.

Altre righe, osservate nelle regioni esterne dove la densità di HI è maggiore, in particolare per e , sono invece dovute a reazioni di scambioreazioni di scambio, legate a forze di polarizzazione in elementi con potenziali simili:

Lo studio dei coefficienti di ricombinazione e delle sezioni d’urto per elementi pesanti è complicato dalla struttura a più elettroni e

dalla possibilità di ionizzazione multipla.

Esempio di andamenti delle sezioni d’urto di assorbimento per fotoionizzazione.

Equilibrio termico (1)Equilibrio termico (1)

In una nube statica la temperatura è fissata dall’equilibrio tra riscaldamento per fotoionizzazione e raffreddamento per ricombinazione seguita da emissione di radiazione.

HII region

Stelle O-B

FOTOIONIZZAZIONEFOTOIONIZZAZIONE

RICOMBINAZIONERICOMBINAZIONE

BREMSSTRAHLUNGBREMSSTRAHLUNG

RIGHE ECCITATE PER COLLISIONERIGHE ECCITATE PER COLLISIONE

inizbie TkTNNG2

3)(

)(TTkNNL bieR

ieffff NNgTZL 2/12271042.1

1212hvqNNL ieC

Equilibrio termico (2)Equilibrio termico (2)

OsservazioniOsservazioni: Le forme dei singoli contributi (rate per unità di volume) sono equivalenti per H,He e metalli. Si osserva che i i contributi al bilancio energetico sono proporzionali alle contributi al bilancio energetico sono proporzionali alle densità di ionidensità di ioni; dal momento che le abbondanze di elementi pesanti relative a H ed He sono piccole, il contributo dei metalli si considera in prima approssimazione trascurabile.

Esiste una densità critica NEsiste una densità critica NCC al di sopra della quale il al di sopra della quale il ritorno allo stato fondamentale può avvenire per collisione ritorno allo stato fondamentale può avvenire per collisione senza emissione di fotonisenza emissione di fotoni. Se questo processo diventa importante, il contributo al raffreddamento della ricombinazione diminuisce, provocando un complessivo aumento della temperatura della nube.

Spettro di una regione HIISpettro di una regione HIILo spettro tipico di una regione HII è caratterizzato da righe Lo spettro tipico di una regione HII è caratterizzato da righe

di emissione sommate ad un continuo piuttosto debole.di emissione sommate ad un continuo piuttosto debole.

Esempio: spettro tipico della nebulosa di Orione.

( Baldwin et al., “Physical conditions in the Orion Nebula and an assessment of its Helium abundance” 1991 ).

Righe di emissione di H ed HeRighe di emissione di H ed He

L’emissione di righe per H ed He è legata al processo di ricombinazionericombinazione, con transizioni (bound-bound) tra livelli a diversa energia nel processo di ritorno allo stato neutro.L’intensità di una riga, integrata lungo la linea di vista risulta essere: con

dove: jl = coeff. di emissione = coeff. di ricombinazione; dipende dall’elemento e da T; è legato alla probabilità di transizione tra i livelli.

leff

Righe di emissione di metalliRighe di emissione di metalli

L’emissione in questo caso è causata dalle collisioni collisioni tra ioni ed elettroni, che determinano la transizione a livelli eccitati, seguita dal ritorno allo stato fondamentale con emissione di fotoni. L’intensità di una riga, nel limite di bassa densità Ne:

dove b è la frazione di eccitazioni al livello 2 che sono seguite dall’emissione di un fotone alla v osservata, e

È la probabilità di transizione.

Dipendenza da : casi A e BDipendenza da : casi A e BLe proprietà dello spettro dipendono dalla profondità ottica della nube alla lunghezza d’onda osservata. Si considerano 2 casi estremi:CASO ACASO A : nube sottile a tutte le righe di H. Si assume che tutti i fotoni emessi riescano a sfuggire senza essere assorbiti e determinare altre transizioni. Questa approssimazione è valida per la maggior parte delle righe.CASO BCASO B : nube spessa alla serie di Lyman di H. In questo caso si assume che ogni fotone Lyman sia assorbito e (se n 3) convertito in fotoni di serie inferiori (Ha, ad esempio).

E’ chiaro che una nube reale si trovi in condizioni intermedie tra i 2 casi: simile a B per le righe Lyman inferiori e gradualmente più vicino ad A per n e .

Spettro continuo otticoSpettro continuo ottico

E’ dovuto alla sovrapposizione di 3 contributi fondamentali:

Transizioni free-boundTransizioni free-bound: cattura di elettroni termici al livello eccitato n.

Bremsstrahlung termicoBremsstrahlung termico: elettroni accelerati da collisioni coulombiane con ioni positivi.

Transizioni 2S 1S (2 fotoni)Transizioni 2S 1S (2 fotoni); livello 2S popolato sia da ricombinazioni dirette, sia da elettroni catturati a livelli superiori e decaduti con emissione di fotoni.

Il contributo dominante al continuo è dato dall’H. Per un’ab-bondanza di He pari al 10% di H (tipica) il contributo è dello stesso ordine se prevale , pari al continuo di H se prevale

.

Determinazione spettroscopica delle Determinazione spettroscopica delle proprietà delle regioni HIIproprietà delle regioni HII

L’analisi spettroscopica di una regione HII è fondamentale al fine di determinarne alcune caratteristiche importanti. Diverse sono le tecniche di analisi applicate sia a spettri in banda ottica sia in altre bande, in particolare radio, IR e UV; in generale consistono nella determinazione delle intensità di righe e continuo, e in un opportuno confronto.

I parametri oggetto di studio spettroscopico sono:

- temperatura equivalente della nubetemperatura equivalente della nube ( Tnube 7.000K );

- densità di elettronidensità di elettroni ( );

- temperatura della stellatemperatura della stella ( 30.000K < T < 50.000 );

- abbondanze relative all’Habbondanze relative all’H (He 0.1 ; metalli )

Temperatura di una nubeTemperatura di una nube

Rapporto di intensità di coppie di righe emesse da un solo ione, corrispondenti a livelli di partenza con energia di eccitazione diversa; in particolare, [OIII] (4959+5007)/ 4363

e [NII] (6548+6583)/ 5755 . Non si possono usare le righe di H perchè hanno scarsa dipendenza da T.

Rapporto tra il continuo di ricombinazione e l’intensità di una riga; in particolare il continuo in corrispondenza di H

4861.

Dalla determinazione del continuo radio.

Densità di elettroniDensità di elettroni

Si determina dal rapporto delle intensità di coppie di righe prodotte da un unico ione, da livelli con pressoché la stessa energia, ma diversa probabilità di transizione (radiativa o collisionale). Si utilizzano principalmente:

[OII] 3729 / 3726 e [SII] 6716 / 6731

Molte regioni HII devono avere condensazioni di elettroni, perchè mostrano zone con densità Ne maggiore della media.

Temperatura della stellaTemperatura della stellaSe si assume che tutti i fotoni siano assorbiti dalla nube, il il numero di fotoni emessi dalla nube in una particolare riga di numero di fotoni emessi dalla nube in una particolare riga di emissione (H ad esempio) è direttamente proporzionale al emissione (H ad esempio) è direttamente proporzionale al numero di fotoni emessi dalla stella con frequenza v numero di fotoni emessi dalla stella con frequenza v maggiore della frequenza soglia per tale riga.maggiore della frequenza soglia per tale riga.

Un altro metodo (di Stoy) consiste nel determinare la radiazione complessiva di raffreddamento della nube, sottoforma di righe e di continuo, dal radio all’UV.

Appross. di ZanstraAppross. di Zanstra: stella con spettro di corpo nero. In realtà esistono modelli di atmosfera stellare più complicati.

ABBONDANZA DI ELEMENTIABBONDANZA DI ELEMENTI

L’abbondanza di un particolare ione nella nube si L’abbondanza di un particolare ione nella nube si determina dall’intensità relativa delle sue righe di determina dall’intensità relativa delle sue righe di

emissione.emissione.In generale:

spettro ottico H,He,N,O,Ne

spettro UV C

anche se non tutti gli stadi di ionizzazione sono osservabili in ottico ( esempio : [OIV] e [OV] hanno righe in IR e UV ).

spettro radio ,

da righe di ricombinazione di HI e HeI ad alto n, in nubi ad una sola regione di ionizzazione e .

Dipendenza da T: Dipendenza da T: righe di ricombinazione righe di ricombinazione

Intensità di una riga emessa per ricombinazione:

dove Ni è la densità dello ione responsabile dell’emissione. Esempio:

Entro un intervallo limitato di temperatura, per tutte le righe di ricombinazione la dipendenza è della forma:

i coeff. di emissione per ricombinazione non sono particolarmente sensibili a T e le abbondanze misurate non dipendono fortemente dalla T assunta.

Dipendenza da T: Dipendenza da T: righe eccitate per collisionerighe eccitate per collisione

Righe eccitate collisionalmente sono le uniche disponibili per lo studio di elementi oltre a H,He. Come già visto:

dove b è la frazione di eccitazioni al livello 2 che sono seguite dall’emissione di un fotone alla v osservata, e

i coeff. hanno maggiore sensibilità alla temperatura

è necessario determinare anche la temperatura della nube prima di poter calcolare le abbondanze.

Modello di una nubeModello di una nube

Per ricavare le informazioni necessarie dalle intensità delle righe è anzitutto necessario stabilire la forma esatta dei coefficienti di emissione. Questi sono determinati in funzione di un opportuno modellomodello di nube. Procedimento:

Ipotesi riguardo: - stella ionizzante

- distribuzione spaziale di densità

- distribuzione spaziale di T

Calcolo dei parametri: - grado di ionizzazione

- coeff. di emissione

Confronto con le osservazioni.

Se le assunzioni fatte non portano a risultati consistenti con le osservazioni, il modello deve essere modificato.

Calcolo delle abbondanze Calcolo delle abbondanze per un modello sceltoper un modello scelto

A.A. Modello sempliceModello semplice: nube omogenea con T e Ne constanti. Fissata la temperatura, i coeff. di emissione hanno una forma definita l’abbondanza di un elemento si ricava direttamente dall’intensità delle sue righe.

B.B. Modello sofisticatoModello sofisticato: uso delle stesse osservazioni per adattare il più possibile il modello alla nube. E’ necessario considerare variazioni spaziali delle proprietà della nube, in particolare della temperatura.

Si espande il coefficiente di emissione in funzione di T in serie di potenze fino al secondo ordine:

Per

Integrando lungo la linea di vista:

Il secondo termine:

si cancella definendo:

le derivate si ricavano analiticamente

In definitiva:

dove

si determina dall’intensità delle righe.

Dal rapporto tra le intensità di due righe di uno stesso ione:

da cui:

osservando che:

sia per righe di ricombinazione sia eccitate collisionalmente, si ricava il nuovo parametro

in modo che:

dove A e B sono opportune costanti note che dipendono dalla forma esatta dei coeff. di emissione e si ricavano da una derivazione accurata.

rappresenta le fluttuazioni quadratiche medie normalizzate di temperatura e si ricava direttamente dalle osservazioni.

Supponendo di avere a disposizione i rapporti di intensità di due coppie di righe corrispondenti a ioni distinti, e nell’ipotesi che i due ioni abbiano la stessa distribuzione spaziale Ni(s), allora si ricavano entrambi i parametri T0 e da cui, usando la relazione precedente, si ricava l’abbondanza dei due ioni Ni.

Problema: è un’approssimazione dire che gli ioni abbiano la stessa distribuzione, perciò è necessario formulare ipotesi aggiuntive.Ad esempio si possono usare le righe:

[OIII] e [NII]

ma O è maggiormente concentrato vicino alla stella ionizzante di N .

Abbondanza totale di un elementoAbbondanza totale di un elementoUna volta determinate le abbondanze dei singoli ioni, l’abbondanza totale di un elemento si determina dalla somma dei contributi dei suoi ioni in tutti gli stadi di ionizzazione.

MaMa non sempre si osservano le righe di emissione di tutti gli stadi di ionizzazione.

Tecniche:1. 1. stime basate sui potenziali di ionizzazione e sull’analogia tra i vari stadi di elementi diversi; questa è una buona approssimazione, ma non tiene conto delle sezioni d’urto di fotoionizzazione e dei coeff. di ricombinazione.2.2. uso di modelli complessi di fotoionizzazione che tengano conto delle proprietà della nube.

Determinazione di He (tecnica 1)Determinazione di He (tecnica 1)

La correzione si calcola empiricamente dalle intensità delle righe [SII] 6716, 6731, poiché S ha circa lo stesso potenziale di ionizzazione (23.4 eV) dell’He neutro(24.6 eV), da cui:

Si trovano anche stime di abbondanze di He neutro dalle righe del [ClII] (Osterbrock, 1992).

00

+

S

S

He

He

N

N

N

N 0

Nelle altre galassie lo studio dell’intensità delle righe negli spettri di regioni HII risulta essere un buon metodo per ottenere informazioni quantitative sull’abbondanza di He e di metalli. Le misure di abbondanze mostrano che:

il contenuto di He e di metalli varia da galassia a galassia, con una tendenza generale di aumento della concentrazione di metalli all’aumentare dell’abbondanza di He;

tendenza delle regioni HII più ricche di elementi pesanti ad avere stelle ionizzanti più fredde e, a parità di campo di radiazione, grado di ionizzazione inferiore.

Misura delle abbondanze: risultatiMisura delle abbondanze: risultati

Abbondanze ed evoluzione stellareAbbondanze ed evoluzione stellare

La naturale interpretazione della prima osservazione sta nel considerare che l’arricchimento della nube di elementi più pesanti dell’H sia legato alla dispersione nel mezzo interstellare di prodotti delle reazioni nucleari nelle stelleprodotti delle reazioni nucleari nelle stelle, ovvero a formazione stellare non troppo recente ed evoluzione avanzata.

In realtà non è semplice trarre delle conclusioni: parte dei metalli potrebbe venire da disgregazione delle polveri disgregazione delle polveri nelle regioni HII, anche se questo meccanismo sembrerebbe meno efficiente, in particolare per O e Ne.

Abbondanze ed He primordiale Abbondanze ed He primordiale

Se l’interpretazione fosse esatta

oggetti con abbondanza zero di metalli dovrebbero oggetti con abbondanza zero di metalli dovrebbero fornire una misura dell’abbondanza di He primordiale fornire una misura dell’abbondanza di He primordiale

In assenza di oggetti di questo tipo, si ricorre ad altre tecniche. Esempio: estrapolazione del valore a metallicità nulla.

Ricorrere a queste tecniche, implica un’elevata accuratezza, sia nelle osservazioni,sia nell’analisi degli spettri: sono necessari modelli sofisticati che tengano conto di tutti i contributi all’emissione nebulare, nonché delle proprietà specifiche delle nubi (cinematiche ad esempio).

Abbondanze e grado di ionizzazioneAbbondanze e grado di ionizzazione

Studi sulle regioni HII nelle galassie esterne mostrano una variazione del grado di ionizzazione in funzione dell’abbondanza di metalli.

Esempio:

se l’abbondanza di O/H aumentaaumenta

diminuiscediminuisce il rapporto OIII / OII

In effetti, a parità di campo di radiazione, i fotoni disponibili per ionizzare l’ossigeno una seconda volta sono minori, e l’OIII rimane concentrato in una piccola regione intorno alla stella.

Il grado di ionizzazione diminuiscediminuisce.

NGC 1976: la nebulosa di OrioneNGC 1976: la nebulosa di OrioneNGC 1976: la nebulosa di OrioneNGC 1976: la nebulosa di OrioneLa Nebulosa di Orione, in quanto regione HII più brillante e vicina alla

Terra, è la più studiata, in particolare la parte centrale vicino alle stelle del Trapezio.

Struttura di NGC 1976Struttura di NGC 1976

La nebulosa ha una struttura complicata, come risulta chiaro dalle immagini e confermato da studi in tutte le bande:

altamente disomogenea: generalmente più densa vicino alle stelle del Trapezio, ma con condensazioni su tutte le scale;

non statica: si descrive come una nube di gas il cui fronte di ionizzazione è in espansione entro una adiacente nube molecolare estesa (la cui presenza è attestata da osservazioni radio), come mostrato nello schema a lato.

Dati osservativi: Osterbrock, 1992Dati osservativi: Osterbrock, 1992

Sono riportati in seguito i risultati delle osservazioni di una particolare regione di Orione, appena a Nord del Trapezio, tratti dall’articolo:

“Faint emission lines in the spectrum of the Orion nebula and the abundances of same rarer elements”- Osterbrock, Tran, Veilleux - 1992

I dati si riferiscono ad analisi di spettri dall’UV all’IR.

Parte delle intensità misurate è riportata in tabella.

Le intensità delle righe non risolte sono state determinate fittando il profilo complessivo con la sovrapposizione di due curve gaussiane alla lunghezza d’onda attesa.

Estinzione interstellareEstinzione interstellareLa riduzione dei dati osservativi comporta la correzione dei flussi per una serie di fattori, tra cui, in particolare, l’estinzione estinzione causata dall’assorbimento delle polveripolveri.

La regione di Orione, inclusa la NGC 1976, oltre a soffrire di estinzione significativa, mostra deviazioni evidenti nella curva di estinzione rispetto

agli andamenti tipici per le

stelle OB entro 1kpc dal Sole,

in particolare agli estremi

della banda di osservazione.

Calcolo dell’estinzioneCalcolo dell’estinzione

La forma della dipendenza dell’estinzione dalla lunghezza d’onda non si può ricavare dalle misure stesse di flussi nebulari. Uso della curva di estinzione delle stelle del Uso della curva di estinzione delle stelle del Trapezio, normalizzata alla quantità totale di estinzioneTrapezio, normalizzata alla quantità totale di estinzione.

Si tratta di un’approssimazione, in quanto le stelle sono sorgenti puntiformi, mentre la nube è estesa.

La quantità di estinzione si ricava confrontando i rapporti di flussi di particolari righe ottenuti dalle misure con valori noti delle stesse. In particolare righe di H (serie di Balmer e Pashen).

Osterbrock: AV = 1.15 (media) E(B-V)=0.21

Valori ottenuti assumendo per la nube: T=9000K e Ne=33104 cm

Abbondanze finaliAbbondanze finali

I valori tra quadre sono soggetti a correzione per ionizzazione, perché elementi di cui non sono state osservate righe o perché il contributo di ioni non visibili è superiore al 50%.

In particolare per He si è calcolata una correzione da righe di S e Cl (tecnica 1 vista in precedenza) pari a 0.13 (relativa a HII).

Confronto con le abbondanze solariConfronto con le abbondanze solari

Le osservazioni di Osterbrock relative all’articolo citato sono indirizzate ad un’analisi delle righe di emissione più deboli di elementi rari. E’ possibile fare un confronto con le abbondanze solari, da cui si osserva che i valori sono simili, ad eccezione di Fe e Ni.

probabilmente questi metalli sono inglobati in particelle di polvere, che sopravvivono anche in prossimità delle stelle del Trapezio.