• carbonio idrogenato amorfo
• modellizzazione
• Planck
• polvere interstellare

1 Introduzione
Lo studio del mezzo interstellare (MIS) è essenziale alla comprensione dell'Universo in cui viviamo, date le continue interazioni tra esso, le stelle e i campi magnetici Galattici. In prima approssimazione, il MIS può essere suddiviso in più fasi, contraddistinte dalla loro densità, temperatura e dal loro stato di ionizzazione. La parte neutra del MIS può essere suddivisa in una parte diffusa, composta soprattutto di idrogeno atomico, e nubi di idrogeno molecolare che a seconda che siano più o meno opache sono dette "nubi traslucide" o "nubi oscure".
Circa l'1% in massa del mezzo interstellare è costituito da polveri, che giocano un ruolo molto importante nella fisica e nella chimica del mezzo interstellare. Le polveri sono molto importanti anche per le osservazioni, dato che sono mescolate al gas e emettono nell'infrarosso. Ad esempio, dall'intensità emessa dalle polveri nell'infrarosso si può calcolare la massa delle nubi molecolari di idrogeno di cui fanno parte, dato che l'idrogeno molecolare è difficile da rilevare. Putroppo le proprietà ottiche della polvere interstellare variano di zona in zona, e per poter risalire dalle osservazioni alle caratteristiche dell'ambiente in cui si troa la polvere è necessario comprenderle meglio. Nuove osservazioni da osservatori spaziali come Planck stanno permettendo di osservare l'Universo nel lontano infrarosso (Far Infrared o FIR), dove è una parte importante dell'emissione della polvere; per comprendere queste ossrvazioni occorrono anche nuovi modelli.
Lo scopo della tesi è costruire un modello che sia coerente con le osservazioni della polvere nel MIS diffuso e dove i risultati osservativi siano spiegati in base a variazioni della composizione chimica della polvere, causati dalle radiazioni UV. Una seconda parte della tesi esamina il problema complesso di applicare un modello simile alla polvere delle nubi traslucide, dove i risultati sono complicati dal fatto di dipndere dalla struttura della nube, che influenza l'estinzione della radiazione interstellare al suo interno.
Le caratteristiche note della polvere interstellare sono state ricostruite nel corso del tempo a partire da osservazioni. La luce delle stelle e delle altre sorgenti astronomiche che osservaimo sono in genre parzialmente estinte dalla polvere interstellare che attraversano. Quest estinzione è dovuta a una combinazione di diffusione e assorbimento. L'andamento dell'estinzione in funzione della lunghezza d'onda è detto "curva di estinzione" e fornisce molte informazioni sulla composizione e sulla distribuzione in taglia dei granelli di polvere interstellare. L'estinzione è importante soprattutto nell'UV, nel visibile e nell'infrarosso vicino (Near Infrared o NIR). La polvere riemette l'energia assorbita a lunghezze d'onda comprese tra il NIR e il FIR. L'endamento dell'emissione in funzione della lunghezza d'onda è detto "curva di emissione" e fornisce anch'esso molte inforamzioni sulla polvere interstellare.
Grazie allo studio delle curve di emissione e di estinzione, oggi sappiamo che esistono tre tipi fondamentali di granelli di polvere interstellare. I granelli "grossi" (Big Grains o BG: circa 0.1 micron) dominano l'assorbimento nel visibile e nell'IR; possono essere composti di carbonio o di silicati; sono in equilibrio termico con la radiazione interstellare a temperature di 10-20 K ed emettono a lunghezze d'onda superiori a 100 micron. I granelli molto piccoli (Very Small Grain o VSG: 0.01 micron o meno) sono di carbonio ed assorbono molto nell'UV e sono così piccoli che i fotoni che ricevono li scaldano oltre la temperatura di equilibrio, quindi emettono tra 20 e 100 micron circa. Molecole di idrocarburi aromatici (Policyclic Aromatic Hydrocarbons o PAH), anche loro assorbenti nell'ultravioletto, sono così piccole che emettono in forma di bande nel NIR (fra 3 e 15 micron circa) anziché come un continuo.

2 Il nostro modello di granelli
Si ritiene che i granelli di carbonio nella polvere interstellare siano composti di carbonio amorfo idrogenato. Questo ha proprietà ottiche che dipendono dal suo contenuto di idrogeno. La polvere interstellare, salvo all'interno delle nubi più scure, è illuminata da radiazione UV che fa perdere idrogeno al carbonio amorfo idrogenato, trasfromandolo da un materiale ricco di idrogeno (alifatico) a uno povero di idrogeno (aromatico). Quindi è previsto che, nella polvere interstellare, i granelli a base di carbonio cambino proprietà ottiche nel corso del tempo e a seconda delle condizioni ambientali.
Recentemente è stato sviluppato un modello delle proprietà ottiche del carbonio amorfo idrogenato, chiamato optEC(s), che riassume i dati sperimentali raccolti finora su questo materiale e permtte di calcolare la variazione delle proprietà ottiche a seconda del contenuto d'idrogeno.
Abbiamo costruito un modello di polvere interstellare dove i VSG e i BG di carbonio sono composti di materiali optEC(s). In questo modello, i granelli di carbonio più piccoli sono composti di materiale aromatico, mentre i granelli più grossi hanno un nucleo alifatico e un guscio aromatico, perché gli UV non riesce a penetrare all'interno.
L'emissione e l'estinzione per il nostro modello sono state calcolate con il programma DUSTEM, sviluppato a questo proposito dall'IAS di Orsay e dall'IRAP di Tolosa. Il programma dà la possibilità di calcolare l'estinzione e l'emissione per granelli di molte forme e strutture diverse, inclusi granelli irregolari che possono essere costruiti con il metodo DDA (Discrete Dipole Approximation).

3 Modello del MIS diffuso
Lo studio dell'emissione FIR della polvere nelMIS diffuso ha rivelato che le variazioni di questa emissione in parti diverse del cielo non si possono spiegare solo con cambiamenti della distribuzione in taglia dei granelli o con fluttuazioni nell'intensità della radiazione che scalda i granelli; è necessario che le proprietà ottiche della polvere cambino di zona in zona.
Abbiamo costruito un modello di polvere interstellare dove i granelli a base di carbonio sono costituiti in parte di materiali optEC(s) alifatici e in parte di materiali optEC(s) aromatici (vedi sezione precedente). Abbiamo constatato che, al variare del contenuto di idrogeno dei materiali aromatici, le proprietà della polvere cambiavano: quando il materiale contiene meno idrogeno la polvere diventa più fredda e aumenta la sua emissione a 350 micron. La quantità di idrogeno nel materiale alifatico, invece, non aveva influenza sulle proprietà ottiche.
Abbiamo preso dei dati osservativi pubblicati recentemente dalla missione Planck per confrontarli con i risultati del nostro modello. Variando l'idrogenazione del materiale aromatico e l'intensità della radiazione interstellare è stato possibile riprodurre tutti i dati osservativi. Abbiamo concluso che i dati osservativi sul MIS diffuso sono consistenti con un modello dove le proprietà ottiche della polvere cambiano a causa dell'evoluzione del carbonio causata dagli UV.

4 Modello per le nubi traslucide
Nelle nubi traslucide e scure il problema della modellizzazione è molto più complicato: da un lato la nube estingue la radiazione interstellare in un modo che dipende dalla sua geometria e struttura interna; dall'altro le proprietà ottiche della polvere cambiano all'interno della nube in maniera non ancora del tutto compresa. Separare questi due effetti è estremamente complicato a richiede di conoscere a fondo le caratteristiche della nube. Una delle cose che sappiamo è che all'interno di queste nubi la polvere è più fredda di quanto ci si aspetti solo dall'estinzione della radiazione interstellare; una delle spiegazioni più usate è che i granelli formano aggregatiirregolari che hanno un'emissività migliore e che hanno bidogno di temperature più basse per irradiare tutta l'energia che assorbono.
Abbiamo usato i dati Planck sulle osservazioni FIR di sette stelle nella nube traslucida de Camaleonte, perché le loro curve di estinzione sono state studiate a fondo nei decenni passati e in futuro saranno i soggetti ideali per modelli che cerchino di riprodurre contemporaneamente l'emissione e l'estinzione della polvere.
Abbiamo scelto un modello di nube semplice, a geometria cilindrica, e abbiamo scelto diversi modelli di trasferimento radiativo per calcolare l'intensità della radiazione interstellare all'interno della nube; in particolare, abbiamo usato sia modelli comprendenti scattering che modelli che non lo comprendevano: questi ultimi non sono realistici, ma volevamo vedere se la differnza era forte o no. Per ogni modello di trasferimento di radiazione, abbiamo calcolato l'emissione prevista per due diversi modelli di polvere all'interno della nube. Un modello è uguale al modello per il MIS diffuso; nell'altro modello una parte dei VSG e dei PAH si attacca alla superficie dei BG (sia quelli di carbonio che quelli di silicati): questo è una possibile conseguenza della maggiore densità del MIS nelle nubi traslucide e oscure. Abbiamo modellizzato questo accrescimento in due modi diversi, entrambi molto schematici: un caso in cui l'aqccrescimento è uniforme sulla superficie e uno in cui tutti i VSG e PAH coagulano in un solo pezzo su un lato del BG.
Lo scopo di questo non era di trovare un modello che spiegasse le osservazioni delle nubi traslucide: questo perchè i modelli che abbiano usato contengono molte assunzioni che non sono necessariamente vere per le nubi del Camaleonte. Ad esempio, è noto che molte nubi traslucide sono composte di vari "grumi" più densi all'interno di gas meno denso: in una nube del genere il trasferimento radiativo, e quindi l'intensità di radiazione all'interno, è molto diverso da quello per una nube a simmetria cilindrica. Il vero scopo di questa parte di tesi è di comprendere come modelli facenti assunzioni diverse portino a risultati diversi, per guidarci nello sviluppo di modelli futuri.
In questo lavoro abbiamo capito meglio l'effetto dello scattering sul trasferimento radiativo: lo scattering causa un'illuminazione diffusa all'interno dela nube che aumenta la radiazione disponibile e aumenta la temperatura della polvere. Inoltre, abbiamo constatato che – nelle assunzioni da noi effettuate – l'effetto principale della coagulazione di VSG e PAH sui BG è di aumentarne l'emissione lasciando più o meno invariata la temperatura.

5 Limiti del modello e lavoro futuro
Il modello per il MIS diffuso arriva a spiegare le fluttuazioni osservate nel FIR, ma produce una curva d'estinzione troppo forte nel NIR e troppo debole nel visibile.
Il modello per la nube traslucida naturalmente non arriva a riprodurre i dati osservativi se non per caso; modelli futuri dovranno usare una nube con una struttura più rappresentativa del MIS studiato e modelli di trasferiento radiativo comprendente scattering.
Modelli futuri per le nubi traslucide e scure dovranno anche esplorare tipi differenti di evoluzione della polvere, come la formazione di granelli irregolari e porosi, o l'accrescimento di carbonio in fase gassosa sia sui BG che sui VSG.