Onde elettromagnetiche dal Cosmo

(1)

Onde elettromagnetiche dal Cosmo

Daniele Dallacasa (daniele.dallacasa@unibo.it), Paola Focardi (paola.focardi@unibo.it), Barbara Lanzoni (barbara.lanzoni4@unibo.it),Emanuel Rossetti (emanuel.rossetti@unibo.it)

Dipartimento di Fisica e Astronomia, sede di Via Ranzani 1, 40127 Bologna

(2)

Il ruolo dell'atmosfera(preambolo)

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Outline:

Glossario

Il concetto di ''radiazione'' (beyond gravitation)

Spettro elettromagnetico La 'SED' di un corpo celeste I meccanismi di emissione Il ruolo dell'atmosfera

Gli strumenti per l'osservazione del cosmo Il modello di Universo

(4)

Glossario: Quali sono gli ingredienti “noti” dell'Universo

– Gas = materia diffusa, puo' essere molto caldo (plasma=materia ionizzata), tiepido (gas neutro) oppure freddo (molecolare) – Polvere = materia generalmente fredda costituita da piccoli

agglomerati di atomi, generalmente a base di C o Si

– Stella = aggregazione di forma sferica di plasma all'interno della quale avvengono le reazioni nucleari che producono energia

– Galassia = aggregazione di varia forma di gas, polvere, stelle, e materia oscura

– Gruppo o Ammasso = aggregazione di galassie in numero piccolo o grande assieme a sostanziale quantita' di plasma intergalattico e materia oscura

– Struttura a grande scala = organizzazione “gerarchica” dell'Universo (ammassi di galassie, CMB, materia oscura, energia oscura)

(5)

– Gas = materia diffusa

Ottico (da stelle) NGC5055 Radio (da gas atomico)

Uhm... Siamo sicuri che sia lo stesso oggetto?

L'apparenza inganna?

(6)

– Polvere = piccoli agglomerati di atomi

M51

optical molecular gas

Uhm... Siamo sicuri che sia lo stesso oggetto?

L'apparenza inganna?

(7)

– visione composita di M31 Herschel

(8)

Visione composita di M104

(9)

– Stella = plasma

(10)

– Stelle: classificazione spettrale .vs. massa, luminosita', temperatura superf.

(11)

(12)

– La nostra Galassia = insieme di gas, polvere, stelle: il piano della nostra galassia

(13)

– Galassia (o Universo?): “panchromatic view”

408 MHz 1420 MHz

IR (9) Optical

XRays  rays

(14)

– Galassia = insieme di gas, polvere, stelle e materia oscura

M104

NGC4881 NGC3370

NGC1300

(15)

– Galassia = insieme di gas, polvere, stelle e materia oscura

a_g

=

^{G M}^gal

R²

=

_v² ^^{R }

R  v R

≈

_R⁻¹^/² Keplerian regime

(16)

– Gruppi e Ammassi = insieme di galassie, plasma caldo e materia oscura

(17)

– Gruppi e Ammassi = insieme di galassie, plasma caldo e materia oscura

Gruppi & ammassi contengono anche gas caldissimo (10 ⁷⁸ K) e DM che costituiscono l'ambiente in cui si muovono le galassie

La presenza a e una stima della quantita' di DM vengono determinata a partire dalla dinamica delle galassie dell'ammasso (e dal lensing).

(18)

– Struttura a grande scala = insieme di galassie, plasma caldo, materia ed energia oscura

dalla “millennium simulation”

http://www.mpagarching.mpg.de/galform/millennium/

(19)

Filamenti

Filamenti sono regioni “piene”

di materia che si distinguono da altre “vuote”

(20)

Come si puo' “misurare” l'Universo

– Non si possono fare esperimenti “in loco”

– Astrofisica = scienza “a distanza” e deduttiva:

Deve elaborare una teoria fisica dei fenomeni a posteriori per giustificare le osservazioni

Quando possibile la teoria deve predire il risultato di una osservazione o esperimento a partire dalle ipotesi ammesse dalla conoscenza della fisica di base

La conoscenza della distanza degli oggetti celesti e' di fondamentale importanza. Spesso e' molto difficile da determinare con precisione

(21)

Come si puo' “misurare” l'Universo

Vari processi di fisica fondamentale producono radiazione elettromagnetica, ognuno con le proprie caratteristiche spettrali sincrotrone, bremsstrahlung, IC, BB, coppie, reazioni nucleari, scattering (Thomson, Compton, Rayleigh, etc...), transizioni in atomi, e molecole....

Nella maggior parte dei casi si tratta di elettroni che “cambiano la loro energia”

Meccanismi in “riga” o “continuo” e loro spettro...

– “Luce dal cosmo”: radiazione elettromagnetica (FOTONI) che ha attraversato grandissime distanze prima di giungere sulla terra

(22)

Il concetto di ''radiazione'' (1)

I “corrieri” dell'informazione:

i fotoni

In physics, the photon (from Greek , "phōs", meaning light) is the quantum of the electromagnetic field, for instance light. The term photon was coined by Gilbert Lewis in 1926.

The photon can be perceived as a wave or a particle, depending on how it is measured

In some respects a photon acts as a particle, for instance when registered by the light sensitive device in a

camera. In other respects, a photon acts like a wave, as when passing through the optics in a camera. According to the so-called wave-particle duality in quantum physics, it is natural for the photon to display either aspect of its nature, according to the circumstances. Normally, light is formed from a large number of photons, with the intensity related to the number of them. At low intensity, it requires very sensitive instruments, used in astronomy or

spectroscopy, for instance, to detect the individual photons.

(23)

Rivelazione di fotoni:

corpuscoli (NIR, ottico, X, gamma): generano una corrente elettrica (effetto fotoelettico) o la creazione di particelle energetiche

onde (radio, mm e sub-mm, FIR) : inducono l'oscillazione di alcune quantita' misurabili (E, DDP), su tempi scala brevissimi

Il rivelatore deve essere appropriato con la tipologia (energia) dei fotoni da misurare

(24)

Originee Trasferimento dei fotoni verso l'osservatore:

lo spazio (sia la regione di origine che quella attraversata) puo' essere trasparente oppure opaco (oppure una via di mezzo)

(25)

Lo spettro elettromagnetico(1)

Log() Log()

Log(I_)

– Definizione: Distribuzione dell'intensita' della radiazione in funzione della frequenza (lunghezza d'onda)

(26)

“BROAD BAND” SPECTRUM

(27)

Immagine di Messier 8 nel continuo (sotto) e distribuzione dei fotoni in

funzione della lunghezza d'onda

(28)

Lo spettro elettromagnetico(4) immagini a banda stretta

e “composita” di Messier 8

(29)

Lo spettro elettromagnetico(5) : le radiosorgenti

(30)

Lo spettro elettromagnetico(6):

le radiosorgenti (cont'd)

in rosso la radioemissione, in blu l'emissione ottica

(31)

Stelle Galassie

Lo spettro elettromagnetico(7) la regione “ottica” (il “visibile”)

(32)

Lo spettro elettromagnetico (8): l'emissione di raggi X Chandra deep field North

(33)

I meccanismi di emissione

(produzione) di energia

(34)

Emissione “continua”

(35)

Il “corpo nero”

B( λ ,T)

(36)

I meccanismi di emissione (1)

Il corpo “nero”.

L'emissivita' per unita' di superficie in funzione della temperatura e, quindi,

del colore

(37)

I meccanismi di emissione (1 bis)

Esempi di corpi neri “celesti”:

le stelle

(38)

I meccanismi di emissione (1 ter)

le stelle

achtung!

righe in assorbimento!!!!

(39)

I meccanismi di emissione: accelerazione di una carica elettrica Processo elementare:

Bremsstrahlung (elettrone – ione, vale la forza di Coulomb)

Ciclotrone – Sincrotrone (elettrone – campo H, vale la forza di Lorentz)

Scattering Thompson, Compton – Inverse Compton

(elettrone fotone)

− dEt

dt = 2 3

q

²

c

³

[ at]

²

Cariche elettriche, dotate di una certa energia cinetica E, sottoposte ad accelerazione

emettono radiazione in ragione di:

(40)

J_br, T  ≈ n_en_Z T^−1/2e⁻^{h /kT}

I meccanismi di emissione: bremsstrahlung

= nube di plasma con n_e, n_Z alla temperatura T

Spettro

(41)

I meccanismi di emissione - bremsstrahlung (2)

Ammassi di Galassie

~ Mpc

(42)

I meccanismi di emissione - bremsstrahlung (3)

Regioni HII

~10-100 pc

(43)

I meccanismi di emissione: Compton Inverso

−



^dE^dt



ic

~ 4

3 _T c E²U_rad

(44)

I meccanismi di emissione: Compton Inverso (2)

Radio

X-rays

Spettro

(45)

I meccanismi di emissione: Sincrotrone

Log  Log S_

− dE

dt ≈ ²H²

−



^dE^dt



s

= 4

3 _T c E²U_mag

Spettro

(46)

I meccanismi di emissione: Sincrotrone (2)

(47)

(48)

(49)

Emissione discreta:

la radiazione e' prodotta (assorbita) a

frequenze ben precise, regolate dalla

meccanica quantistica

(50)

I meccanismi di emissione (1 ter)

le stelle

achtung!

righe in assorbimento!!!!

(51)

UV, visible, IR

Atomic spectra Hydrogen: Grotrian diagrams

(52)

Atomic spectra Hydrogen

transitions obey to well known selection rules:



^n,



^l,



^m,

(53)

397 434 486 656 410

Atomic spectra Hydrogen at visual wavelengths

(54)

I meccanismi di emissione: esempio di uno spettro “dettagliato”

(55)

Normal galaxies

(56)

Active galaxies (quasars) – aka.... where is the galaxy?

qso composite optical spectrum (rest frame)

(57)

Molecular spectrum: NIR & MIR, from vibrational transitions

NIR: Mix di transizioni atomiche e molecolari FIR: transizioni

molecolari

(58)

Molecular spectra(1):

Molecules have 3–D structures capable to oscillate around the equilibrium distance, and may also change their rotation axis/velocity moving

through energy levels defined by quantum mechanics

electronic (~eV energies, optical)

Electrons in individual atoms may move to a different energy level

vibrational (~0.1 – 0.01 eV, IR)

n is the vibrational quantum number

With the quantum harmonic oscillator, the energy between adjacent levels is constant, hv0. With the Morse potential, the energy between adjacent levels decreases with increasing n as is seen in nature. It fails at the value of n where En+1 − En is calculated to be zero or

negative. The Morse potential is a good approximation for the vibrational fine structure at n values below this limit.

E_n

= 

ⁿ

^

¹²



^h^o

⁻ 

ⁿ

^

¹²



² ^^h^4D^o_e^²

E_n_₁

−

E_n

=

h_o

−

n



1



^^h^o^

2

2D_e

(59)

Molecular spectra (2):

rotational (~meV, submm, mm & cm wavelengths) rotational levels lie within vibrational levels

J  J



1

=

^8

2I r²E_rot h²

The rotational quantum number J is related to the moment of inertia I, to the distance r and to the rotational energy E_rot:

I

=

m₁r₁²



m₂r₂²

(60)

I meccanismi di emissione (2)

Transizioni elettroniche in atomi e molecole

“righe” nell'IR/ottico/UV/X

Transizioni degli stati rotovibrazionali in molecole:

“righe” nel submm/mm/(radio)

(61)

Molecular spectrum: rotatiotal transitions

(62)

Spectral line broadening (1) – see Chap 7 in Padmanabhan

Doppler (thermal) broadening

Atoms are in (thermal) motion wrt the observer and the rest (atom) frame frequencies are either red or blue shifted. If vr is the radial velocity

It is possible to derive the radial velocity (redshift/blueshift)

the shape of the line is modified, the total energy is not

N.B. The centroid (= “natural frequency”) remains unchanged;

only in the case that the

whole cloud is moving, then also the centroid is (Doppler) shifted

 = 

_obs

− 

_em

= 

_em

v

_r

c

v

_r

= c 

_obs

−

_em



_em

(63)

Emission mechanisms Summary

BB: Thermal equilibrium, continuous emission, peak determined by T Bremsstrahlung: continuous flat emission, cutoff depends T

Sinchrotron: continuous emission, powerlaw, low frequencies IC: continous emission, reprocesses radiation to higher energies

Line emission: transitions depend on T and on n

SED is a fundamental tool to understand celestial bodies

(64)

SED of a RL quasar

(65)

SED of a SB galaxy

(66)

M51

optical molecular gas

Modern astronomy and the multiband approach

(67)

Il ruolo dell'atmosfera(1)

(68)

Gli strumenti per l'osservazione del cosmo(1) – Radiotelescopi

(69)

Gli strumenti per l'osservazione del cosmo(2) – Radiotelescopi

(70)

Gli strumenti per l'osservazione del cosmo (3): telescopi mm- e submm-metrici

(71)

Gli strumenti per l'osservazione del cosmo(4) satelliti IR - ottico

(72)

Gli strumenti per l'osservazione del cosmo(5) - ottico

E il “potere risolutivo”?

(73)

Gli strumenti per l'osservazione del cosmo(6):

Satelliti X-gamma

c

(74)

(75)

L'Universo in espansione

note storiche:

Da diversi decenni era aperto un dibattito sulle dimensioni dell'Universo e sulla natura delle

“nebulose”, fino a quando Hubble convinse la comunita' scientifica dell'idea che una parte di esse fossero galassie “esterne” (30 Dic 1924) grazie all'osservazione dello spostamento verso il rosso (redshift) delle righe spettrali che, per effetto Doppler, implicava, generalmente, un moto di

allontanamento di questi corpi celesti dalla terra.

Nel 1929 (assieme a Humason) formulo' la legge che porta il suo nome, secondo la quale il redshift osservato e' una misura della distanza delle galassie, grazie all'osservazione di qualche decina di galassie esterne di cui disponeva di distanza e redshift. A seguito degli errori che erano presenti nella metodologia della determinazione delle distanze, il valore della costante da lui determinata risulto' troppo grande (circa 460 km s¹ Mpc¹) rispetto a quello attualmente conosciuta (71 km s¹ Mpc¹)

(76)

Elaboriamo la nostra idea di Universo

Numeri per fissare le idee di quello che possiamo considerare il concetto di Universo a noi accessibile

L'Universo e'...

VECCHIO (o GIOVANE?):

eta' 13.7 Gyr GROSSO:

2 – 3 × 10⁵⁵ g (ma < 10⁵⁶ g)

circa 10 ¹¹ galassie di circa 7 10 ¹¹ stelle massa di riferimento: M_⊙ = 2 10³³ g

GRANDE:

orizzonte cosmico a 13.665 Gly

ma.... distanza effettiva e' circa ~ 45 Gly (14 Gpc) per via dell'espansione il volume e' circa12000 Gpc³

unita' di distanza/lunghezza: 1 pc = 3.08 10¹⁸ cm = 3.26 anni luce

(77)

L'Universo e' omogeneo e isotropo?

(78)

Ingredienti principali dell'Universo:

 radiazione elettromagnetica

 particelle (varie tipologie, neutrini)

 materia diffusa

 nebulose luminose o oscure

 gas/polveri distribuite in galassie

 materia condensata

 stelle “normali”

 residui di stelle  pianeti

 dark matter ?

 dark energy ? ...un attimo di pazienza, ci torniamo...

(79)

– Struttura a grande scala = insieme di galassie, plasma caldo, materia ed energia oscura

dalla “millennium simulation”

http://www.mpagarching.mpg.de/galform/millennium/

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Filamenti

Filamenti sono regioni “piene”

di materia che si distinguono da altre “vuote”