L'emissione Ly-$\alpha$

La riga Ly$\alpha$ dell'idrogeno viene prodotta dall'emissione di energia quando l'elettrone passa dallo stato 2p allo stato 1s ed ha una lunghezza d'onda $\lambda = 1216$Å, che si trova nell'ultravioletto e quindi normalmente un fotone emesso alla lunghezza d'onda Ly$\alpha$ non dovrebbe poter attraversare l'atmosfera terrestre. Quando però un fotone che ha $\lambda = 1216$Å viene emesso da una sorgente che si trova a redshift compresi fra 1.5 < z < 6 la sua lunghezza d'onda sarà redshiftata nella finestra visibile tra 3000Åe 7000Å. Quando questo fotone raggiunge la Terra può essere allora registrato dai telescopi posti sulla superficie del pianeta. I fotoni Ly$\alpha$ sono prodotti per ricombinazione nelle regioni HII ad un tasso pari a circa i 2/3 di quello di ionizzazione (la quantità esatta dipende debolmente anche dalla temperatura e dalla densità del gas), successivamente sono assorbiti e riemessi da atomi di idrogeno, sia nelle regioni HII dove sono prodotti che nelle circostanti regioni HI, se presenti. Questo processo di scattering risonante, cambia sia la frequenza che la direzione dei fotoni Ly$\alpha$, ma non il numero totale prodotto. Il flusso nella riga Lyman$\alpha$ è stimato essere direttamente proporzionale al tasso di formazione stellare della galassia e corrispondente al 3 - 6 per cento della luminosità totale della galassia. Trattandosi di radiazione UV riprocessata dalla nube di idrogeno interstellare, nello spettro di una galassia giovane ad alto redshift saranno presenti anche altre righe di risonanza dell'idrogeno, ma semplici considerazioni teoriche sullo spettro di ricombinazione dell'idrogeno e l'ipotesi della assenza di polvere, conducono alla stima che la riga Ly$\alpha$ è sia 8-11 volte maggiore dell'emissione H$\alpha$. D'altra parte, poiché i fotoni Ly$\alpha$ sono scatterati in maniera risonante, la probabilità che siano assorbiti da polvere è molto maggiore rispetto ai fotoni del continuo o i fotoni delle righe di Balmer. Un fotone Ly$\alpha$ in una regione HII viene scatterato da 10⁶ a 10⁷ volte prima di lasciare la regione HII [Osterbrock, 1962]. Il cammino ottico di un fotone Ly$\alpha$ prima di lasciare la regione HII è perciò $\sqrt(N) \approx 10^3$ volte più lungo del cammino diretto. Quindi, anche piccole quantità di polveri nel plasma o nel gas di idrogeno che si trova attorno alla regione HII sono capaci di ridurre significativamente il numero dei fotoni in fuga, e addirittura produrre assorbimento [Chen & Neufeld, 1994]. Purtoppo l'effetto della polvere interstellare sui fotoni Lyman in connessione con il loro scattering risonante è più complicato se il mezzo consiste di fasi multiple. Neufeld [1991] ha dimostrato come in un mezzo composto da due fasi i fotoni Ly$\alpha$ potrebbero essere meno assorbiti dei fotoni del continuo, col risultato globale di una larghezza equivalente di riga maggiore che senza polvere. Comunque, nelle primissime fasi di formazione stellare, la polvere non dovrebbe giocare un ruolo significativo. La presenza anche di piccole quantità di polvere è un chiaro indice che l'evoluzione stellare si trova ad un punto avanzato. Per questo motivo una forte emissione Lyman potrebbe essere un buon criterio per selezionare gli oggetti più giovani che stanno ancora formando la prima generazione di stelle, e che pertanto presentano un mezzo interstellare ancora non arricchito di polvere (sostanzialmente popolazioni in cui fenomeni di esplosioni di supernovae non hanno ancora avuto il tempo di innescarsi perchè caratteristici di tempi dinamici più lunghi di quelli in esame). Un fattore addizionale che influenza la rilevazione e specialmente il profilo della riga Ly$\alpha$ di una galassia primitiva è la struttura di velocità del gas neutro all'interno della galassia. Come accennato in precedenza infatti, se anche basse quantità di polveri statiche possono distruggere completamente l'emissione Lyman, la situazione cambia quando la maggior parte del gas neutro è shiftato in velocità rispetto alle zone dove i fotoni Lyman sono prodotti [Kunth et al., 1998]. Per esempio, se il gas neutro che circonda le zone di formazione stellare è in moto di allontanamento espansivo dalle zone ionizzate e quindi in fuga verso l'osservatore, lo scattering risonante riguarderà i fotoni a lunghezze d'onda minori della riga Lyman , permettendo a quelli a frequenze maggiori di scappare più facilmente. Da queste considerazioni deriva un profilo atteso di riga asimmetrico, di tipo P-Cigny, caratteristico peraltro delle stelle esplosive di tipo O e B (vedi Figura 1.2).

Figure 2.5: Quello in figura è il primo oggetto confermato spettroscopicamente a z>5 ed è stato il risultato di una scoperta casuale nel 1998 di Dey; da notare la forza dell'emissione Ly$\alpha$ e la caratteristica asimmetria del profilo, nel riquadro della figura, che ne conferma il redshift.