Unit Didattica 4 Nebulose e galassie Nebulose Dicembre

Unità Didattica 4 Nebulose e galassie Nebulose Dicembre 2018

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Un grande cacciatore di comete, l’astronomo Charles Messier, compilò il primo catalogo di oggetti astronomici chiamati nebulose e ammassi stellari, pubblicato nel 1781: Catalogue des Nébuleuses & des amas d'Étoiles. Connoissance des Temps for 1784 Per aiutare i cacciatori di comete a non confondere i 110 oggetti del catalogo con nuove comete, che appaiono, al telescopio, molto simili alle comete medesime. Gli oggetti del catalogo sono noti come M 1, M 2, ……. . , M Gli oggetti del catalogo sono fisicamente molto diversi, questa unità didattica è dedicata alla “nebulose vere e proprie” e alle galassie. Ad esempio M 1 è una nebulosa planetaria, M 57 è una nebulosa planetaria, M 42 è la grande nebulosa d’Orione, M 31 e M 33 sono due galassie a spirale (la galassia di Andromeda e del triangolo e fanno parte del Gruppo Locale), M 89 è una galassia ellittica, ……. .

Obiettivi della descrizione della ISM - Come la si evidenzia? - Da cosa è costituita? - Quanto è vuoto lo spazio interstellare, qual è, quindi, la densità della ISM? - Quali effetti ha sulla luce delle stelle che la attraversa (reddening) 5

ISM nella nostra galassia, visibile ad occhio nudo The easiest way to see interstellar matter is to observe the dark clouds along the Milky Way Nubi scure di gas e polvere Bande di luce: stelle non risolte • Le nubi interstellari sono chiamate in generale nebulose • Esistono 4 tipi di nebulose (emissione, riflessione, oscure, planetarie) Andrew Fox, Hubble Science Briefing, April 2012

Le nebulose: come si inquadrano le nebulose nelle strutture cosmiche conosciute? Il mezzo interstellare (ISM, inter-stellar matter) contenuto nelle galassie rappresenta un gradino intermedio tra l'astrofisica della singola stella e quella di una galassia (fino all’ISM intergalattico). Le stelle infatti si formano in seguito al collasso delle nubi del mezzo interstellare. Lo studio della struttura ed evoluzione dell'ISM e della formazione stellare è quindi necessario per capire la formazione delle galassie come sistemi di stelle. Le nebulose sono strutture tipiche del mezzo interst Prima di esaminarne le caratteristiche e i meccanismi fisici in esse presenti facciamo conoscenza con la polvere interstellare diffusa che è parte di molte nebulose e che ha comunque grande importanza sia dal punto di vista della formazione stellare quanto dal punto di vista osservativo.

Estinzione e reddening Blue light is scattered out of beam STAR Red light passes straight through OBSERVER INTERSTELLAR CLOUD CONTAINING DUST • la diffusione della luce è causata dai grani di polvere interstellare • Maggiore è la quantità di gas lungo la linea di vista è più reddening avviene • Le stelle più distanti appaiono più arrossate di quelle più vicine • Gli spettri stellari vanno corretti (de-redden) per correggere il reddening e ottenere il loro corretto colore.

• Il mezzo interstellare è costituito di gas e polveri • Gas è composto di atomi e piccole molecole, per lo più idrogeno ed elio. – La polvere è più come fuliggine o fumo, agglomerati di particelle più grandi. – La polvere assorbe e arrossa la luce che la attraversa – Questa imagine mostra distintamente il reddening delle stelle vicino al bordo della nube di polvere.

• La polvere assorbe preferenzialmente la luce blu; • Non c’è spostamento delle line spettrali (effetto Doppler, redshift)

Dal punto di vista osservativo, risulta della massima importanza la polvere interstellare diffusa. Questa assorbe e arrossa la luce delle stelle; come vedremo in seguito, il non tenere conto di questo effetto induce un errore sistematico sulla ricostruzione della struttura della Galassia, nonché della distribuzione delle galassie esterne alla nostra. La prova dell'esistenza di assorbimento interstellare fu trovata da Trumpler nel 1930, utilizzando la relazione tra diametro angolare e luminosità apparente (ovvero flusso totale) di ammassi stellari aperti. Il diametro angolare di un ammasso diminuisce con l'inverso della distanza, per cui il suo quadrato dovrebbe essere in relazione lineare con la luminosità apparente. Trumpler notò che gli ammassi più piccoli e meno luminosi, e quindi in media più lontani, tendono ad essere meno luminosi del dovuto. Questo è dovuto, come crediamo oggi, al fatto che la luce è assorbita da una componente diffusa di polvere

Trumpler: La scoperta della polvere interstellare relazione teorica f ammassi vicini brillanza apparente relazione empirica ammassi lontani diametro angolare θ 2

Perché polvere e non altro? La presenza di gas neutro o debolmente ionizzato lungo la linea di vista indurrebbe, nello spettro osservato di una stella, righe di assorbimento in posizioni che non corrispondono al resto delle righe della stella (che in genere non sarà a riposo rispetto a tale gas*). Invece i grani di polvere, che sono di dimensioni confrontabili con la lunghezza d'onda dell'UV, assorbono (o deviano) preferenzialmente la luce UV e blu, lasciando passare la luce rossa. Questo assorbimento non crea alcuna riga.

Nubi di gas interstellare, anche multiple, possono collocarsi lungo la linea di vista. courtesy Bart Wakker, UW-Madison

Effetti della polvere : Estinzione: la luce delle stelle viene assorbita dai grani, che si riscaldano 1, oppure viene deviata dalla linea di vista. Arrossamento: l'estinzione preferenziale della luce blu/UV influenza i colori delle stelle, spostandone l’aspetto complessivo verso il rosso* ; (Polarizzazione: i grani di polvere sono in generale non sferici ed in rotazione. Un campo magnetico può quindi allinearli, rendendo l'assorbimento dipendente dalla polarizzazione della luce incidente; la luce assorbita risulta quindi polarizzata. ) Riflessione: quando la polvere circonda una stella, la luce deviata dalla linea di vista è visibile come luce diffusa bluastra. Questa componente è in genere polarizzata. * Non è lo spostamento Doppler, ma il far variare gli indici di co

Object Density (particles per cm 3) Water ~1022 Earth’s atmosphere 5 x 1019 (H 2 O molecules) (mostly N 2 & O 2 molecules) Vacuum Cleaner ~1019 Incandescent Light Bulb ~1014 -1015 Best vacuum ever produced on Earth ~105 -107 (cryopumped chamber) Giant Molecular Clouds ~102 -106 (mostly molecular hydrogen) Diffuse Interstellar Medium ~1 Diffuse Intergalactic Medium (mostly atomic and ionized hydrogen) ~10 -5 La quantità di polvere presente nel disco della Galassia risulta circa 0. 001 -0. 0001 volte la massa in stelle

Estinzione

ALTRE COMPONENTI DELL’ISM La presenza di gas neutro interstellare diffuso può essere notata grazie alla presenza di righe di assorbimento che appaiono non essere in relazione con la stella che si osserva. Lo studio del gas neutro, o in altre parole delle regioni HI, è stato possibile grazie alle osservazioni radio. Infatti, l'HI in condizioni di bassissima densità (siamo in genere sui 10 atomi per cm 3) emette una riga proibita 1, alla lunghezza d'onda di 21 cm. Questa riga è dovuta ad una transizione connessa alla struttura iperfine dell'idrogeno: sia il protone che l'elettrone hanno spin e momento magnetico, e la configurazione con gli spin allineati risulta energeticamente meno vantaggiosa di quella a spin opposti. Questa riga di emissione cade in una regione

• Nel 1904 l’astronomo tedesco Johannes Hartmann (prese) studiò lo spettro della stella binaria spettroscopica delta Orionis (Mintaka) • Trovò tre insiemi di line spettrali, due che cambiano nel tempo ed uno fisso. • “these sharp lines probably did not have their origin in the [star] itself, but in a nebulous mass lying in the line of sight” Telescopio con Nube interstellare diffusa spettrografo contenente calcio ionizzato (spectral lines stay same color) Stella binaria Delta Orionis (lines become redder and bluer)

Esempio di riga di assorbimento dovuta al mezzo interstellare interposto lungo la linea di vista di una variabile

Queste righe si presentano sia in assorbimento, quando alle spalle si trova una sorgente radio con un continuo importante, sia in emissione 1. In particolare, in emissione è tipicamente possibile notare due componenti, una stretta ed una debole ma larga 2. Questa evidenza viene interpretata nella seguente maniera: l'ISM è un mezzo a due fasi, una fredda (righe spettrali strette) con T ~102 K e n ~10 cm-3, distribuita in nubi, ed una calda diffusa, con T ~ 104 K e n ~ 0. 1 cm-3. La fase calda, che è anche più rarefatta, mantiene confinate, ovvero in equilibrio di pressione, le nubi fredde, le quali sono troppo piccole per essere autogravitanti. Studi recenti hanno mostrato l'esistenza

Le componenti dell’ISM

La formazione stellare parte dal collasso di una nube di gas. Una nube collassa se la sua autogravità è sufficiente a superare la pressione termica: l'energia totale della nube (termica(=cinetica) + gravitazionale (= potenziale)) deve essere negativa, condizione di sistema legato, sistema le cui particelle non tendono ad allontanarsi indefinitamente. Consideriamo una nube sferica di gas perfetto, per semplicità uniforme, di raggio R, volume V = 4 p. R 3/3, massa M, temperatura T, densità r = M/V e peso molecolare m. Perché la nube collassi la sua energia totale deve essere minore di zero. Scrivendo l'energia termica come e l'energia gravitazionale come la condizione sulla si traduce in una condizione massa della nube: Le prossime diapositive spiegano dettagliatamente queste considerazioni, sono omissibili nel tem

Il teorema del viriale • Si applica a qualsiasi sistema di particelle con interazioni di coppia per le quali la distribuzione delle particelle non varia nel tempo. • Il teorema afferma che l’energia totale E del Sistema è in relazione con l’energia potenziale gravitazionale secondo la: E = 1/2 U • Ma sappiamo che l’energia totale è la somma dell’energia cinetica e dell’energia potenziale, quindi K + U = 1/ 2 U or 2 K + U = 0 • Il teorema può essere applicato a sistemi di corpi interagenti gravitazionalmente come nubi interstellari che formano stele, ammassi di galassie, …. Poiché K = 3/2 Nk. T e, Eq. 1 Complementi 1/6

Applicazione del teorema del viriale, TV • TV può essere usato per stimare le condizioni per il collasso della nube interstellare Se 2 K > U => la pressione del gas (energia cinetica) supera l’energia potenziale gravitazionale e il gas si espande. Se 2 K < U => l’energia potenziale gravitazionale supera la pressione del gas (energia cinetica) e il gas collassa. • Il confine tra questi due casi descrive le condizioni critiche per 2 K U la stabilità. • Sappiamo che = Mc/Vc = Mc / (4/3 Rc 3) => U diminuisce 2 K aumenta e N = Mc/ m. H dove è la massa molecolare media e m. H è la massa del protone. Possiamo ricavare una espressione per la massa critica? Complementi 2/6

Applicazione del TV, la massa di Jeans • Sostituendo R e N nella Eq. 1: Eq. 2 The Jeans Mass • Il criterio di Jeans per il collasso gravitazionale è: Mc > MJ • Se Mc > MJ => la nube collasserà. Manipolando Eq. 2 si ha: 2 K U Complementi 3/6

Applicazioni del TV, il raggio di Jeans • C’e un raggio critico che corrisponde alla massa critica? Sappiamo che Mc = 4/3 Rc 3 . Ponendo la Mc uguale alla massa di Jeans si ha: Il raggio di Jeans Se RC > RJ => nube stabile. Se RC < RJ => nube instabile e collasso. Complementi 4/6

Collasso gravitazionale nella ISM • Proprietà ISM: Nubi diffuse di HI Regioni centrali nubi H 2 T 50 K 150 K 500 cm-3 108 cm-3 Mc 1 -100 Msun 10 -1000 Msun • Sappiamo dal criterio di Jeans che se Mc>MJ avviene il collasso. • Sostituendo I valori della tabella nella: – Nubi diffuse di HI : MJ ~ 1500 MSun => stabile perché Mc<MJ. – Nucleo molecolare nubi : MJ ~ 15 Msun => instabile perché Mc>MJ. • Perciò nel profondo delle nubi molecolari le parti centrali tendono a collassare e formare stelle. Complementi 5/6

La durata del collasso • La scala temporale del collasso, tff (tempo di free fall), quando M >MJ è data dal tempo impiegato da un elemento di massa posto alla superficie della nuvola per raggiungere il centro In caduta libera, la massa ha l’accelerazione gravitazionale Il tempo per coprire la distanza R può essere stimato considerendo l’accelerazione costante, da: t ≈ (G )-1/2 Approssimando R come R 3 ~ M/ , sostituendo nella precedente => ff • Più è alta la densità nel centro della nube = > più veloce il collasso gravitazionale. • Per una tipica nube molecolare , tff ~ 103 yr (tempo molto breve). Complementi 6/6

Il collasso delle nubi e la formazione dei sistemi stellari • La nube collassa secondo quanto richiesto dale condizioni di Jeans. • Mentre la nube collassa la temperature centrale cresce e la nube comincia ad irraggiare. • La conservazione del momento angolare richiede che la protostella/stella centrale ruoti “velocemente” su se stessa. • Il disco si schiaccia in un sferoide oblato.

• La nebulosa di orione, contiene nubi interstellari che presentano sia la fase di condensazione della nube quanto protostelle.

Tabella riassuntiva di alcune componenti dell’ ISM e del loro comportamento in relazione alla formazione stellare

129 molecule scoperte nella materia interstellare (novembre 2005)

L'ISM si manifesta in molti oggetti visibili singolarmente, generalmente associati a stelle giovani e brillanti o a stelle morenti. Nebulose oscure: in alcuni punti la luce di fondo delle stelle o delle regioni HII (vedi sotto) è completamente bloccata da piccole nubi molto dense, di forma irregolare o a volte sferoidale. Sono molto numerose nei grandi complessi di formazione stellare, ma si possono trovare anche come “buchi nel cielo", regioni dove non si vede nessuna stella. Nebulose a riflessione: l'ISM attorno ad alcune stelle (tipicamente) giovani è visibile tramite la radiazione riflessa dalle polveri. Questa radiazione presenta uno spettro con le stesse righe di assorbimento della stella, è molto blu, ed è polarizzata.

HST

Nebulosa di Orione Orion nebula (M 42)

Nebulosa Testa di Cavallo Horsehead nebula Il Cielo come laboratorio. Spettroscopia delle nebulose- 2008

NEBULOSE A EMISSIONE Regioni HII: le stelle molto luminose, di tipo O e B, sono spesso circondate da regioni di idrogeno ionizzato, che emettono uno spettro caratteristico, dominato da righe di emissione. (sfera di Stromgren) Nebulose planetarie: sono gli inviluppi delle stelle medio-piccole, espulsi alla fine della fase di gigante asintotica*. Resti di supernova: sono causati dall'onda d'urto generata dall'esplosione di supernove**. La loro emissione proviene sia da un inviluppo diffuso (radiazione di sincrotrone), sia da una rete di filamenti di gas confinato dai campi magnetici

Le Pleiadi (Open Cluster) Nebulosa a riflessione (tipico colore blu)

Helix Nebula Planetary Nebula

M 1 - Crab Nebula (Supernova Remnant)

I vari meccanismi di solito coesistono, di modo che in una regione nebulare si possono notare contributi di tutti i tipi, alcuni dei quali saranno predominanti e daranno quindi il carattere principale alla nebulosa osservata. Il carattere principale della nebulosa, che può risultare evidente anche ad un semplice esame visivo, è definitivamente descritto dall’esame della luce che da essa proviene, cioè dal suo spettro. Il tipo di spettro della luce proveniente da una sorgente è infatti intimamente connesso alle condizioni fisiche in cui la sorgente si trova, al tipo stesso di sorgente ed alla geometria del sistema che è sotto la nostra osservazione.

Tipi fondamentali di spettri

Livelli d’energia nell’atomo di H L’atomo come uno stadio ! n=4 n=5 n=3 n=2 n=1

n=4 n=5 n=3 n=2 n=1

n=4 n=5 n=3 n=2 n=1

1 1 E 2 E 1 13. 6 2 2 (e. V) n 2 n 1 n 2 2 E 1 ΔE 10. 2 (e. V) n 1 1 λ 1216 Å= 121, 6 nm costante di Planck h = 6. 6 x 10 -27 erg s velocità della luce c = 3 x 1010 cm s-1

Attenzione Non tutti i salti fra livelli d’energia sono permessi Esistono delle regole, dette regole di SELEZIONE, imposte dalla meccanica quantistica! 4861 Å 1015 Å 6563 Å 1216 Å Il Cielo come laboratorio. Spettroscopia delle nebulose- 2008 Atomo di H

Le transizioni • Transizioni fra stati legati (bound-bound) • Transizioni fra stati legati e stati liberi (bound-free, free-bound) A 0 = AI • Transizioni fra stati liberi A+ = AII (free-free) A++ = AIII A+++ = AIV

transizioni fra stati legati

transizioni fra stati legati e liberi

transizioni fra stati liberi A+ e-

‘’tutto sull’idrogeno’’ Saltare, è importante come collezione di dati

La fotoionizzazione Bound-Free K=1/2 mev 2 Energia cinetica E 0 Energia di ionizzazione

cioè Condizione per avere fotoionizzazione: Potenziali di ionizzazione (e. V) I II IV H 13. 6 He 24. 6 54. 4 O 13. 6 35. 1 54. 9 77. 4 N 14. 5 29. 6 47. 5 77. 5 S 10. 4 23. 3 34. 8 47. 3

La probabilità che un fotone ionizzante ( > 0) sia catturato da un atomo è uguale per qualsiasi fotone ionizzante di qualsiasi frequenza? NO! Essa dipende da -3 , cioè è più bassa per fotoni ad alta frequenza, ossia per fotoni molto

Righe di ricombinazione La probabilità che un elettrone libero (con velocità v) sia catturato da un atomo è uguale per qualsiasi elettrone di qualsiasi velocità? NO! Essa dipende da v-2, cioè è più bassa per elettroni ad alta velocità, ossia per elettroni con

Ricombinazione a livello fondamentale Ricombinazione a cascata

m n emissivit à della riga energia del fotone emesso (erg) densità di atomi con elettroni a livello m (cm 3) Quanto impiega un elettrone a scaricarsi dal livello 2 al livello 1? probabilità di transizione spontanea dal livello m a livello n (s-1)

r Intensità di una riga di ricombinazione densità di colonna (cm-2)

4 3 2 Popolazione dei Livelli T=10 000 K Decremento di Balmer IH /IH 2. 87 IH /IH 0. 47 IH /IH 0. 26 IH /IH 0. 16

H H H Il Cielo come laboratorio. Spettroscopia delle nebulose- 2008

Sfera di Strömgren H 0 H+ Rs Stella centrale Nube di H H+ + H 0 I primi fotoni ionizzanti ad essere catturati saranno quelli con = 0, gli ultimi saranno quelli più energetici, cioè con >> 0, i quali si saranno allontanati di più dalla stella.

Raggio di Stromgren I fotoni ionizzano l'idrogeno in una sfera il cui raggio viene determinato dall'equilibrio tra la ionizzazione e la ricombinazione degli atomi di idrogeno: Se è il numero di ricombinazioni dell'idrogeno per unità di volume e di tempo ( essendo il coefficiente di ricombinazione np ed ne le densità in numero di protoni ed elettroni, supposti uguali) ed N* il numero di fotoni ionizzanti emessi dalla stella nell'unità di tempo, il raggio della Sfera di Stromgren deve essere tale che: Del resto è: Quindi: approfondimento

Allora: Da cui infine: Stelle di tipo spettrale maggiore di B emettono troppo pochi fotoni ionizzanti per generare sfere di Stromgren significative. approfondimento

Densità di idrogeno (cm 3) QH (s-1) Rs (pc) O 5 47 000 5 x 1049 24 O 7 38 500 7 x 1048 12 O 9 34 500 2 x 1048 8 B 1 22 600 3 x 1045 1 NH=10 cm-3 Raggio della sfera di Strömgren (pc) Numero di fotoni Tipo spettrale T (K)(s-1) ionizzanti Temperatura superficiale della stella (K)

Le righe Proibite Una riga proibita si origina quando un elettrone, in un atomo eccitato, salta da un livello metastabile ad un livello ad energia minore. In circostanze normali (alte densità di particelle >108 per cm 3) un tale elettrone sarebbe immediatamente rimosso dal livello metastabile per collisione e non avrebbe il tempo di emettere un fotone. In una situazione come quella delle nebulose planetarie, il tempo medio tra le collisioni va da 10. 000 sec, e quindi, quando ioni come OII ed OIII, NII si portano ad un livello metastabile, essi permangono indisturbati fino a procedere ad una comune transizione radiativa. Una grande frazione degli ioni fortemente eccitati possono possedere tali livelli molto popolati e praticamente ogni ione scende al livello fondamentale mediante emissioni proibite. D'altra parte i livelli metastabili sono assai comuni, e le transizioni proibite rendono conto di una grande frazione, anche il 90% o più, dell'emissione di nubi di gas a bassissime densità (regioni HII, nebulose planetarie, corona solare, AGN). vedi appunto in formato pdf, in inglese, scaricabile dal sito

Attenzione Non tutti i salti fra livelli d’energia sono permessi Esistono delle regole, dette regole di SELEZIONE, imposte dalla meccanica quantistica. In base a tali regole, la probabilità di alcune transizioni è estremamente bassa, non nulla! 4861 Å 1015 Å 6563 Å 1216 Å Il Cielo come laboratorio. Spettroscopia delle nebulose- 2008 Atomo di H

Righe proibite [O III] Livelli metastabili 4363 Å 5007 Å 4959 Å

[O III] H [O II] H [Ne III] He II M 57 [N II] [O III] H [O I] He I Il Cielo come laboratorio. Spettroscopia delle nebulose- 2008 [S II]

e. V

Eccitazionediseccitazione per urto (collisionale) Vedere file a parte

Le collisioni fra atomi (neutri o ionizzati) ed elettroni liberi sono responsabili della formazione delle righe proibite. In realtà esiste una probabilità di transizione spontanea anche nelle righe proibite, ma questa è molto più bassa che nel caso delle righe permesse.

Che valore deve avere la densità elettronica Ne per consentire di osservare una transizione proibita fra due livelli m e n ? • poche eccitazioni n m Ne è troppo bassa • poche diseccitazioni m n • dominano le transizioni spontanee • dominano le collisioni Ne è troppo alta • eccitazioni da n e m verso livelli superiori a m • pochi atomi con elettroni al livello m Densità critica Nc Esiste un valore di Nc per ogni riga proibita Le righe proibite raggiungono la max intensità per Ne=Nc

Le condizioni fisiche in una nebulosa Le condizioni fisiche di una nebulosa sono definite da 4 parametri principali: • Temperatura elettronica Te • Densità elettronica Ne • Grado di Ionizzazione X • Abbondanze Chimiche Il metodo più usato per la determinazione della Temperatura nelle nebulose è quello basato sul confronto tra le intensità delle righe cosiddette nebulari e aurorali, in particolare quelle dello OIII (4363 aurorale e 4959 -5007 nebulari) e del NII (5755 aurorale e 6549 -6584 nebulari).

Righe Proibite dell’ OIII 1 S 0 Aurorale 4363 Transaurorale 1 D 2 Nebulare 2 1 0 4959 2321 5007 3 P

Per l’ [OIII] si ottiene, a seconda che si considerino situazioni di bassa o alta densità: In maniera analoga, per [NII]:

Misura di Te 4959 Utilizzando le righe di [O III] a 4363, 4959 e 5007 Å si ottiene: 5007 4363 3 2 1

Per Ne < 105 cm-3 questo rapporto è funzione solo di Te:

Misura di N Utilizzando le righe edi [S II] I 6716/I 6731 dipende molto da Ne e poco da Te Se Ne è bassa: Se Ne è alta: 6731 6716 a 6716 e 6731 Å (transiz. 3 D -4 S) si ottiene: 3 2 1

In alternativa si può utilizzare il doppietto 37273729 dell’ [OII] (stessa transizione) per cui: (Vedi diagramma precedente). La determinazione delle abbondanze chimiche segue poi, una volta determinate temperatura e densità, sempre a partire dall’intensità delle righe di emissione.

L’unità didattica prosegue con la parte dedicata alle galassie