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