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

Emissione radio continua termica

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

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 gassose

Emissione radio continua termica

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

Manifestazioni nel radio delle nebulose gassose

Linee di ricombinazione (RRLs)

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.)

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 gassose

Emissione a λ = 21 cm da regioni HI

Hendrik “Henk” van de Hulst (1948) Ewen & Purcell, 1951, Nature 168, 356Muller & Oort, 1951, Nature 168, 357

Manifestazioni nel radio delle nebulose gassose

Emissione a λ = 21 cm da regioni HI

e

S

N

p

N

S

e

N

S

p

N

S

Transizione spin flip

Fotone con λ = 21 cm

Manifestazioni nel radio delle nebulose gassose

Emissione a λ = 21 cm da regioni HI

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

Manifestazioni nel radio delle nebulose gassose

Emissione a λ = 21 cm da regioni HI

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)

Manifestazioni nel radio delle nebulose gassose

Emissione a λ = 21 cm da regioni HI

• 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 %

Manifestazioni nel radio delle nebulose gassose

Emissione a λ = 21 cm da regioni HI

Modello a due fasi dell'ISM

n ~ 10 cm-3

T ~ 102 K

Nuben ~ 10-1 cm-3

T ~ 104 K

Mezzo fra le nubi

Soft X-rays

Troppo deboli?o

Mancano la distribuzione di alcuni livelli di

ionizzazione

aspettata)

Manifestazioni nel radio delle nebulose gassose

Nubi molecolari (H2)

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' H2 sopravvive solo in nubi dense dove e' schermato dagli UV

Manifestazioni nel radio delle nebulose gassose

Nubi molecolari (H2)

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)

AJ1J2 α (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...)

Manifestazioni nel radio delle nebulose gassose

Nubi molecolari (CO)

Il CO ha un momento di dipolo permanente µ = 0.112 DebyeLe transizioni rotazionali piu' basse cadono nelle microonde (mm)

Il CO e' eccitato dalle collisioni con l' H2 e quindi l'analisi spettrale del primo ci da informazioni

sulla distribuzione spaziale del secondo

λ = 0.87 mm (ν = 345 GHz)

λ = 1.3 mm (ν = 230 GHz)

λ = 2.6 mm (ν = 115 GHz)J=0

J=1

J=2

J=3 CH+ + O CO + H+

OH + C+ CO + H+

n(CO)n(H)

~ 10-7

Manifestazioni nel radio delle nebulose gassose

Nubi molecolari (OH)

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

Se le righe fossero di origine termica Tb ~ 1012 K (non compatibili

con le linewidths: Tk ~ 100 K)MASER

LaserLight Amplification by the Stimulated Emission of Radiation

MaserMicrowave Amplification by the Stimulated Emission of Radiation

Manifestazioni nel radio delle nebulose gassose

E2

E1

Equilibrio termodinamico (LTE):n1 > n2 (Boltzmann)

Mezzo interstellare (non-LTE, normally)n1 >> n2

E2

E1

MASER (non-LTE, normally):n1 < n2

Manifestazioni nel radio delle nebulose gassose

Nubi molecolari (MASER)

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