1 Le Regioni H II nel contesto galattico e la Funzione di Massa Iniziale, IMF A cura di Dario...
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Le Regioni H II nel contesto galattico
e la Funzione di Massa Iniziale,IMF
A cura di Dario Carbone
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Regioni H II• Regioni con atomi di idrogeno ionizzati da
stelle massive molto luminose.
• Sono dominate dall’equazione di equilibrio di fotoionizzazione:
∞ (4π Jν)aν
nH0 dν = np ne α(H0, T)
ν0 hν
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Regioni H II
• Raggio ben definito, raggio di Strömgren:
3Q(H0) 1/3
RS= 4π αB (nH)2
• Libero cammino medio di un fotone ionizzante emesso da una stella con T~4∙104 K (in un mezzo otticamente denso) è di 0,01pc contro un raggio “minimo” di regione H II di 5pc.
nH0
In figura ξ = nH
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Distribuzione delle regioni H II nelle galassie
• La regione spettale migliore è quella del rosso, centrata attorno all’Hα λ6563.
• Le galassie ellittiche ed S0 praticamente non contengono regioni H II.
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Distribuzione delle regioni H II nelle galassie
• In praticamente tutte le galassie a spirale sono state trovate molte regioni H II.
• Le regioni H II sono concentrate per lo più lungo le braccia di spirale.
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Stelle nelle regioni H II
• Le regioni H II sono ionizzate da stelle di tipo O o B.
• Le stelle O e B hanno vita breve (circa 4x106 anni); esse si sono dunque formate recentemente.
• La nebulosa di Orione è quasi interamente ionizzata da un’unica stella O, ma vi sono molte altre stelle meno luminose; tutte comunque mostrano righe di emissione che indicano una loro recente formazione.
• Nella nebulosa di Orione vi sono dunque molte stelle di massa diversa tutte formatesi recentemente.
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Indici di formazione stellare: l’Initial Mass Function, IMF
• Un indice di formazione stellare è l’Initial Mass Function, IMF (ξ(M)), introdotto da Edwin Salpeter nel 1955; essa fornisce il numero di stelle che si formano per unità di intervallo di massa.
• La forma di ξ(M) viene dedotta da dati osservativi della distribuzione stellare nelle vicinanze solari e dunque non è estendibile al di fuori di tale contesto.
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Indici di formazione stellare: l’Initial Mass Function, IMF
• Salpeter trovò che l’IMF può essere rappresentata con una legge di potenza se si divide in uguali step di log M:
d NS / d log10 M ~ M-1.35
Se scritta in maniera lineare la legge diviene:
ξ(M) ~ M-2.35
dove ξ(M) è il numero di stelle con massa compresa tra M e M+dM.
• Tale equazione mostra che la popolazione delle nuove stelle è pesata a favore delle masse minori.
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Indici di formazione stellare: l’Initial Mass Function, IMF
• Dopo Edwin Salpeter, altri scienziati hanno studiato la IMF, proponendone versioni più complesse.
• Riportiamo in tabella le versioni di Salpeter (1955), Miller & Scalo (1979) e di Scalo (1986).
• Gli indici sono riportati intendendo le funzioni scritte come ξ(M) = c M-(1+x); M1 ed M2 sono i cutoff inferiore e superiore.
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Initial Mass Function, IMF:vari esempi, tabelle
IMF M1 M2 X
Salpeter 0.10 125. 1.35
Scalo 0.10 0.18 -2.60
0.18 0.42 0.01
0.42 0.62 1.75
0.62 1.18 1.08
1.18 3.50 2.50
3.50 125. 1.63
Miller & Scalo 0.10 1.00 0.25
1.00 2.00 1.00
2.00 10.0 1.30
10.0 125. 2.30
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Initial Mass Function, IMF:vari esempi, grafici
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Indici di formazione stellare:vari esempi, commenti
• Le leggi di Scalo e Miller & Scalo sono maggiormente piatte a masse piccole e meno ricche di stelle massive rispetto alla legge di Salpeter.
• Il maggior numero di stelle massive nella legge di Salpeter produce un flusso eccessivo in banda UV.
• La legge di Scalo genera troppe stelle di massa paragonabile a quella solare, rendendo lo spettro troppo rosso.
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Initial Mass Function, IMF:la massa caratteristica, mc
• La massa caratteristica è la massa che più probabilmente avrà una stella che si forma in una regione con un dato IMF.
• mc~0,08MO in sistemi giovani;• mc~0,20MO in ammassi globulari;• le prime formazioni stellari non si estendevano
al di sotto di ~1MO.
La massa caratteristica per la formazione stellare pare dunque diminuire col tempo.
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Indici di formazione stellare: l’Initial Mass Function, IMF
• universalità dell'IMF
• indipendenza dalle condizioni iniziali, come ad esempio campi magnetici, rotazione e metallicità della nube protostellare.
• la formazione di stelle in ambiente con metallicità maggiore sembra produrre più stelle con massa piccola.
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Indici di formazione stellare: l’Initial Mass Function, IMF
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REFERENZE:• Da “Astrophysics”, documenti trovati in rete:
• “On the variation of the Initial Mass Function”,Autore: Pavel Kroupa; 2001.
• “The Initial Mass Function of Stars: Evidence for Uniformity in Variable Systems”,Autore: Pavel Kroupa; 2002.
• “Astrophysics of gaseous nebulae and active galactic nuclei”, Autori: Donald E Osterbrock, Gary J Ferland; 2006.
• “The origin of stars”,Autore: Michael D Smith; 2004.
• Altro materiale dalla rete.