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1 Le Regioni H II nel contesto galattico e la Funzione di Massa Iniziale, IMF A cura di Dario Carbone

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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.