1. Corso di Radioastronomia AA. 2010/2011 (Andrea Tarchi; E-mail: atarchi@oa-cagliari.inaf.it; Tel. 070-71180235) MASER I MASER Microwave Amplification by the Stimulated Emission of Radiation Introduzione Teoria dei maser Maser Galattici Maser Extragalattici Maser per misurare le distanze

2. Maser: Introduzione La prima detezione di un maser astronomico risale al 1965 (Weaver et al.) Cercavano OH in assorbimento in direzione di regioni HII identificate nel radio da Westerhout Trovano OH in emissione: non LTE (misura dell’intensità relativa delle componenti iperfini) righe molto strette (temperatura di eccitazione di ~ 10 K) righe molto intense (indicavano T b > 1000 K) forte polarizzazione variabili su tempi scala di giorni

3. Maser: Introduzione Perkins et al. (1966) forniscono i primi modelli teorici che coinvolgono maser Moran et al. (1968) risolve la regione emittente in vari spot con dimensione angolare dell’ordine del mas T b veramente molto alta MASER

4. Maser: Introduzione Le sorgenti MASER OH Galattiche furono associate a: a) Regioni HII compatte (fasi iniziali della formazione stellare,SF) b) Stelle late-type (fasi finali della formazione stellare) Furono inoltre trovati maser associati con H 2 O (Cheung et al. 1969) -- SF and stelle evolute CH 3 OH (Barrett et al. 1971) SiO (Snyder & Buhl 1974) -- stelle e (in Orione) SF HCN (Guilloteau et al. 1987) NH 3, H 2 CO, etc...

5. Maser: Teoria La teoria dei maser deve cercare di rispondere alle seguenti domande: Quale è la radiazione che viene amplificata? Qual’ è il processo che causa l’inversione di popolazione (la “pompa” del maser)? I maser astronomici sono “saturi” o “non saturi”? Inoltre, la teoria deve essere consistente con le quantità osservate per i maser (es. brillanza apparente, dimensione, larghezza di riga, polarizzazione, etc…)

6. Maser: Teoria Una formulazione esatta è difficile (soprattutto a causa del fatto che l’intensità del maser stesso condiziona le popolazioni dei livelli). Approccio semplicistico (per masochisti leggere, ad es., “Astronomical Maser” di M. Elitzur 1992)

7. Maser: Teoria Modello: - una nube maser isolata che emette una singola riga o spot - due livelli energetici: 1 (basso) e 2 (alto) - υ 0 frequenza di transizione fra 1 e 2 - assmiamo g 1 =g 2 (solitamente g 1  g 2 ) - n 1, n 2 densità di popolazione totali per i due livelli N 1 (dv)= n 1 f(v)dv - Numero di molecole in un dv N 2 (dv)= n 2 f(v)dv

8. Maser: Teoria

9. al centro della riga

10. Maser: Teoria Descriveremo il sistema come costituito da: due livelli maser + tassi (rates) di pompaggio sui livelli maser da tutti gli altri livelli + tassi (rates) di decadimento dai livelli maser su tutti gli altri livelli Descrizioni alternative del sistema sono tuttavia possibili

11. n 1, n 2 = densità di popolazione dei livelli Maser I = intensità della radiazione A,B = coefficienti di Einstein C = coefficienti collisionali R = tassi di pompaggio nei livelli maser Γ = tassi di decadimento fuori dai livelli maser Ω = angolo solido della radiazione Diagramma schematico dei livelli energetici di un maser Maser: Teoria

12. in uno stato stazionario Transizioni collisionali Emissione spontanea Tassi di cambiamento delle popolazioni nei due livelli nel tempo

13. Maser: Teoria Eliminando n fra le due equazioni precedenti, otteniamo:

14. Maser: Teoria Soluzione equazione del trasporto radiativo per il caso unidimensionale con  0 =  0 e  0 =  0 ( 0 frequenza centrale della riga) costanti su tutta la regione maser: Amplificazione esponenziale Amplificazione esponenziale … ma solo se...

15. Maser: Teoria … ma solo se... … altrimenti  0 e  0 non sono più costanti In questo caso il maser si dice non-saturo (unsaturated) (esattamente definizione opposta a quella per il maser di laboratorio)

16. Maser: Teoria Convertendo l'intensita' I in temperatura di Brillanza T B di un corpo nero equivalente in approssimazione di Rayleigh-Jeans T x = temperatura di eccitazione

17. Maser: Teoria Temperatura di eccitazione della transizione: Maser debolmente pompati Maser saturi Maser fortemente pompati Maser non saturi

18. Maser: Teoria Quando I o T b, che crescono esponenzialmente, iniziano a “disturbare” la distribuzione dei livelli, il livello superiore comincia a svuotarsi, cambia T x In questo caso il maser si dice saturo (saturated) …vediamo quando questo capita….

19. Maser: Teoria In questo caso il maser si dice saturo (saturated) Temperatura di brillanza alla quale il maser satura

20. Maser: Teoria Differenza di popolazioni nel caso non-saturo Differenza di popolazioni durante la saturazione (decresce al crescere del tasso di emissione stimolata)

21. Maser: Teoria Con geometria a strato, slab (  costante), I cresce linearmente con l Il fotone “stimolato”, ha la stessa direzione di quello “stimolante” Beaming Con geometria sferica o cilindrica (   l -2 ), I cresce con l 3 Per un cilindro di raggio r, (    r 2 / l 2 ) dove l sat e’ la distanza alla quale il maser satura

22. Maser: Teoria Ci sono due tipi di sorgenti di input per i maser: radiazione di fondo da sorgenti radio discrete o background galattico o cosmico  T B (0) emissione spontanea dai bordi della regione maser  T x Quale sorgente domina?

23. Maser: Teoria … dipende se: | T B (0) | | T x | T B (0) si può stimare dalle osservazioni regioni HII: 10 4 K cosmic background 3 K la stima di T x è più difficile … dipende dai meccanismi del pompaggio e dalle condizioni di saturazione. Nel caso di un  R/R ~ 0.01 (1% di inversione di popolazione) -5 K per OH -50 per H 2 O

24. Maser: Teoria Probabilmente ai bordi della nube maser (pompaggio meno efficiente o saturazione) n 2 /n 1 e | T x | Quindi, | T x | può essere maggiore di quella menzionata

25. Maser: Teoria Un paio di esempi: maser OH in direzione di regioni HII | T b (0) | = 10 4 K > | T x | anche nei casi di saturazione ---> amplificazione del background maser OH stellari T stellar photospheres ~2500 K osservati a velocità blue e red-shiftate rispetto a quella stellare osservati in regioni esterne rispetto al disco stellare (inviluppi circumstellari) ---> amplificazione emissione spontanea con ai bordi T x < -200 K

26. Maser: Teoria Le dimensioni dei singoli spot maser sono considerevolmente più piccole della dimensione della nube intesa come la lunghezza del percorso di amplificazione. Il guadagno necessario per giustificare la radiazione osservata non si può ottenere con percorsi di guadagno l = alle dimensioni dello spot Con  n=0.03 e l = 10 14 cm ---> guadagno ~ 3 (Troppo poco!) Geometria filamentare Geometria sferica

27. Maser: Teoria Geometria filamentare I maser sono lunghi tubi o filamenti di lunghezza l e raggio r con l >> r ---> il percorso di amplificazione cresce di (l / r) ~ 100 sulla dimensione, 2r, dello spot La radiazione è beamata su un angolo solido    (r / l) 2 e noi osserviamo solo i filamenti che puntano verso di noi La variabilità si spiega con la rotazione dei filamenti o moti turbolenti che cambiano il percorso di amplificazione per il quale esiste la necessaria coerenza in velocità

28. Maser: Teoria Geometria sferica Abbiamo un maser non saturo sferico, con diametro d all’osservatore x I raggi sono quasi paralleli perchè la dimensione del maser è piccola Raggio al centro: percorso di amplificazione d Raggio ad una distanza poiettata x: percorso di amplificazione

29. Maser: Teoria Abbiamo un maser non saturo sferico, con diametro d La sorgente di pompaggio diventa più debole in modo tale che il tasso (rate) di pompaggio decresce uniformemente nella sfera Il maser è prodotto da radiazione spontanea nella sfera ) non c’è direzione privilegiata Il maser satura prima nella “buccia” esterna perchè l’intensità li e’ maggiore (i raggi sono stati amplificati su tutto d) Questo accade quando l’intensità (o meglio, la T B ) raggiunge il valore: all’osservatore non saturo (esponenziale, intenso) Saturo (non esponenziale, debole)

30. Maser: Teoria Mano a mano che il tasso di pompaggio decresce, il maser diventa più piccolo, fino a quando tutto il maser satura e le dimensioni sembrano ricrescere. S m densità di flusso del maser; lunghezza d’onda; θ dimensione osservata della sorgente

31. Maser: Teoria S m in Jy; θ in mas;  in sterad I maser più intensi (10 3 - 10 6 Jy) sono probabilmente saturi

32. Maser: Teoria Un maser completamente saturo: 1 fotone pompante ---> un fotone maser ---> minimo pompaggio richiesto per una data intensità Tuttavia, se varia il pompaggio (e quindi  0 ) in un maser non saturo il cambiamento in emissione  exp(  0 l) in un maser saturo (sferico) la risposta è lineare (  (  0 l)). In realtà, si pensa che la risposta di un maser saturo sia  (  0 l) 3. Se non si ottengono informazioni piu precise sui meccanismi di pompaggio e le sue variazioni, si pensa che le variazioni temporali dei maser non sono indicatori di saturazione troppo credibili.

33. Maser: Teoria Larghezza delle righe: la maggiorparte dei maser astronomici hanno larghezze di riga fino a 10 volte inferiori a quelle previste dai moti termici nella regione maser. Una diminuzione della  è prevista in caso di maser non saturo. Un riallargamento della riga è prevista durante la saturazione. Però: non osservato nei maser OH (intrappolamento di fotoni IR nel ciclo di pompaggio?) osservato nei maser H 2 O (meno intrappolamento di fotoni IR nel ciclo di pompaggio?) (Goldreich & Kwan 1974)

34. Maser: Teoria Polarizzazione: la radiazione maser è spesso polarizzata per effetto Zeeman polarizzazione circolare La maggiorparte dei maser OH stellari non è polarizzata (campo magnetico troppo debole) I maser OH interstellari sono fortemente polarizzati I maser H 2 O sono spesso polarizzati Studi di pol., ci danno una stima (o limiti superiori) dell’intensità di B

35. Maser: Teoria Modelli di pompaggio: richiedono di considerare un numero elevato di transizioni molecolari richiedono una conoscenza delle condizioni fisiche (densità e temperatura) e delle proprietà molecolari (sezioni d’urto collisionali, etc…) maggiore di quella disponibile ora sono una delle grandi sfide della teoria dei maser Non li facciamo!

36. Maser: Galattici Si trovano solitamente in regioni di formazione stellare Sono eccellenti indicatori di formazione stellare massiva Le stelle O e B scaldano e ionizzano l’ambiente circostante, producendo sorgenti di emissione radio e infrarossa. In particolare: maser hot spot molecolari regioni HII compatte sorgenti di IR (vicino e lontano) Interstellari

37. Maser: Galattici Nonostante la sequenza evolutiva per questi oggetti basata su il tipo di emissione osservata non sia ancora definitiva, alcuni punti fermi delle osservazioni sono: I maser OH sono sempre associati con regioni HII compatte con D < 0.1 pc I maser H 2 O sono situati vicino, ma non coincidenti con regioni HII compatte I maser H 2 O presentano features di alta velocità dovute a spostamenti di massa ad alta velocità I maser H 2 O compaiono nelle fasi iniziale della formazione stellare quando la regione HII è molto (troppo) compatta La regione poi si espande e il maser persiste per i 10 5 anni, poi vengono meno le condizione di eccitazione e densità ---> maser OH (???) Interstellari

38. Maser: Galattici Problemi osservativi nel determinare la sequenza evolutiva: Il campionamento a diverse frequenze è limitato. In particolare, il beam di un telescopio a 22 GHz (1 cm) è piccolo: all-sky survey impossibili e survey complete difficili (si cercano solo vicino alle regioni HII --> effetto di selezione) La sensibilità è limitata Mancano posizioni con precisioni del sub-arcsec nell’IR e nel mm Interstellari Difficoltà nello stabilire se un gruppo di sorgenti sono coincidenti ed eccitate da un qualche oggetto o sono un gruppo di oggetti a stadi diversi di sviluppo

39. Maser: Galattici Interstellari: H 2 O Energy levels of ortho-H 2 O (Cooke & Elitzur 1985) Most observed transition: 6 16 5 23 Rest frequency:22.23508 GHz Wavelength:1.35 cm A =1.8587 x 10 -9 s -1 Other transitions: 4 14 3 21 380 GHz 3 13 2 20 183 GHz 6 43 5 50 439 GHz

40. Maser: Galattici Più di 1000 maser dell’acqua sono stati rivelati nella nostra Galassia (gruppo di Arcetri) Gli spettri dei maser H 2 O possono essere composti da una sola riga (feature) o da un complesso di centinaia di righe I maser interstellari si trovano in gruppi (cluster) con dimensioni variabili Interstellari: H 2 O

41. Maser: Galattici Interstellari: H 2 O Punti: maser spot Cerchi: cluster di maser Punto cerchiato: maser di riferimento Barra: velocità della nube molecolare V(lsr,opt) Due complessi di righe (50-70 km/s) e fino a 100 km/s Le diverse velocità sono dovute a diverse direzioni del moto Spot singoli hanno dimensioni: D spot ~ 10 13 cm e T b ~10 12 K I cluster hanno dimensioni: D clu ~ 10 14-15 cm L’intera regione maser ha dimensioni: D reg ~ 10 16 cm = 0.003 pc Mappa VLBI Spettro W51

42. Maser: Galattici Interstellari: H 2 O Lo studio approfondito di questa regione ha permesso di interpretarne lo scenario: i maser H 2 O sono prodotti localmente sono eccitati dall’interazione fra un outflow di materia con clumps di gas nella nube l’ouflow è prodotto dalla stella centrale (O o B) i singoli spot maser dovrebbero essere filamenti con l/D ~ 10 le densità dei filamenti sono dell’ordine di n(H 2 ) ~ 10 9 cm -3

43. Maser: Galattici Interstellari: H 2 O Lo scenario proposto per W51 sembra essere consistente con studi simili di altre regioni (talvolta, modelli cinematici in YSO indicano dischi kepleriani o gusci in espansione) … ambiguità Modelli di pompaggio per i maser H 2 O: collisioni con molecole H 2 collisioni con elettroni e particelle neutre a diversa T Pompaggio collisionale 300 < T < 1000 K 10 7 < n(H 2 ) < 10 11 cm -3 T b ~ 10 12-13 K

44. Maser: Galattici Interstellari: H 2 O Maser H 2 O sono stati trovati anche in prossimità di stelle di massa inferiore. Sono vicine a regioni HII compatte prodotte da stelle B (Herbig-Haro objects) Probabilemte eccitate da collisioni di frammenti di gas espulsi a causa di venti stellari con il materiale della nube molecolare circostante Luminosità dei maser H 2 O interstellari: L H2O ~ 10 -4 L fino a 1 L (W49N)

45. Maser: Galattici Interstellari: OH I maser OH si originano da transizioni iperfini della scala di livelli rotazionali Frequenze tipiche: 1665.402 MHz (solitamente più intensa) 1667.359 MHz (meno intensa) 1612.231 e 1720.530 (righe satelliti) Fortementi polarizzati circolarmente Coincidenti con regioni HII compatte (<< 1 pc) e sorgenti IR --> associati con stelle calde molto giovani che creano le regioni HII

46. Maser: Galattici Interstellari: OH Spot singoli hanno dimensioni: D spot ~ 10 14 cm e T b ~10 12 K I cluster hanno dimensioni: D clu ~ 10 15 cm Su regioni con D reg ~ 10 16-17 cm Le variazioni temporali sono su scale di anni (differenza con maser H 2 O) Le molecole maser sono sull’inviluppo della regione HII compatta: 100 < T < 1000 K 10 5 < n(H 2 ) < 10 9 cm -3 B ~ 2-10 mG (Zeeman)

47. Maser: Galattici Interstellari: OH I maser forniscono mappe di velocità e informazioni su B su scale dei 10 13-17 cm riempiendo il gap fra le info su nubi molecolari (> 10 19 cm) e stelle (< 10 12 cm) Lo studio dei moti propri ci danno la risposta definitiva sulla dinamica 3-D della regione

48. Maser: Galattici Stellari: OH & H 2 O I maser stellari meglio studiati sono quelli dell’OH Associati a inviluppi di stelle late-type (M) nella fase di gigante o supergigante. Solitamente presentano due picchi simmetrici (espansione, contrazione, rotazione) Variano ‘smoothly’ con la luce della stella (spesso) variabile: --> parzialmente, se non totalmente, saturati pompati radiativamente L’emissione OH si forma a distanze > 10 16 cm dalla stella e viene prodotta in 2 calotte (caps) davanti e dietro la stella (ritardo nella risposta ad un cambiamento nell’eccitaziorne)

49. Maser: Galattici Stellari: OH & H 2 O Bassa polarizzazione (differenza con maser interstellari) I maser stellari H 2 O e SiO sono più compatti e vicini radialmente alla stella (necessitano di condizione di eccitazione più estreme) Luminosità dei maser H 2 O stellari: L H2O ~ 10 -4 -10 -6 L Lo studio dei maser stellare permette di avere info sul tasso di perdita di massa (Mass Loss Rate) nelle fasi finali (red giant) delle stelle

50. Maser Usi specifici Scattering Interstellare: i maser sono intensi e compatti e quindi sono utilizzabili per osservare effetti di scattering dovuti ad irregolarità nella distribuzione di densità elettronica nell’ISM --> studio dell’ISM Misure di distanza: gli spot maser sono compatti e raggruppati (simili a stelle nei cluster). Posizioni relative dei maser (2-D) + studi di moti propri & velocità radiali (3-D) --> modello 3-D --> distanza moti propri random (& velocità radiali) --> parallasse statistica --> distanza …. E nelle altre galassie ? ….

51. Maser: Extragalattici H 2 O Luminosità isotropica di un maser (extragalattico)

52. Maser: Extragalattici H 2 O Megamasers L iso > 10 L sol Dischi di accrescimentoGetti Claussen et al. (1998) Greenhill et al. (1995) NGC4258

53. Miyoshi et al. 1995 Copertina di Nature Vol. 373, p. 127 Maser: Extragalattici H 2 O

55. maser dell'acqua in NGC4258 Da studi VLBI degli spots del maser dell'acqua in NGC4258, si e' evidenziata la presenza di un disco di accrescimento in rotazione kepleriana attorno al nucleo di NGC4258 con dimensioni dell'ordine del decimo di parsec orientato edge-on rispetto all'osservatore che implica una massa di ~ 3 · 10 7 M sol per il BH centrale Maser: Extragalattici H 2 O

56. In FRIs = 0% (Henkel et al. 1998) In Sy and LINERs ~ 7% (Braatz et al. 1996) In FRIIs and BLLac ~ 0% (Tarchi et al. 2003) Dopo 30 anni solo ~ 100 maser dell'acqua sono stati pubblicati oltre le Nubi di Magellano FIR-maser sample (S 100μ > 50 Jy) ~ 22% (10/45) Jet-maser sample ~ 29% (4/14) Maser: Extragalattici H 2 O

57. A member of ERG is in the team of radio astronomers that has recently discovered a water maser in the early Universe. The discovery has been reported in Nature. Paola Castangia: postdoc OAC and former Ph.D. student at UniCa The source MGJ04114+0534 and the maser spectrum (credits: MPIfR) The 100-m Effelsberg radiotelescope of the Max- Planck-Institut fur Radioastronomie (MPIfR)

58. Indicazione di una dipendenza del tasso di detezione dei maser dell’acqua con: flusso infrarosso Maser: Extragalattici H 2 O densità di colonna (e di flusso) nei raggi X

59. Comprendere la fisica delle regioni piu' interne degli AGN deboli (solo M51; NGC4051?; NGC2273?) Kilomasers L iso < 10 L sol Off-nucleariNucleari Marcano regioni di intensa SF Studi di moti propri Distanze Fenomeni di flaring Spostamenti in velocita' (es. M33, IC342, IC10, NGC2146) C'e' una famiglia di Megamasers deboli? Ho et al. (1987) Maser: Extragalattici H 2 O

60. Kilomasers Maser: Extragalattici H 2 O Castangia et al. 2007

61. Unified model of AGN (Urry & Padovani 1995) Maser: Extragalattici H 2 O

62. NGC 4258 Bragg et al. 2000 3 groups of water maser lines: systemic high-velocity lines: - blueshifted - redshifted Herrnstein et al. 1999 Maser: Extragalattici H 2 O

63. NGC 4258 Herrnstein et al. 1999 Maser: Extragalattici H 2 O

64. VLBA measurements of proper motions (Brunthaler et al. 2005) Comparing the relative angular motion with the expected linear motion one derives (with a model in mind): And from maser proper motions one can derive the proper motion of M33: M 33 Maser: Extragalattici H 2 O Grazie Tapi!