Astronomia Lezione 17/12/2015

Astronomia
Lezione 17/12/2015
Docente: Alessandro Melchiorri
e.mail: [email protected]
Sito web per le slides:
oberon.roma1.infn.it/alessandro/astro2015/
Astronomia
Lezione 17/12/2015
Libri di testo consigliati:

Universe, R. Freedman, w. Kaufmann,
W.H.Freeman and Co., New York

An introduction to modern astrophysics,
B. W. Carroll, D. A. Ostlie, Addison Wesley
Stelle Variabili
Alcune stelle possono variare di
alcune magnitudini in brillanza.
- Variabili RR Lyrae.
- Variabili Cefeidi.
- Variabili a lungo periodo.
Sono tutte stelle evolute di
Post-sequenza.
La variabilità sembra causata da
pulsazioni in cui l’inviluppo esterno
si espande e si contrae ciclicamente.
Ricordiamo che:
Per esempio nelle Cefeidi il raggio
varia del 5-10% durante le
pulsazioni.
Variabili a Lungo Periodo
L’esempio classico di una variabile a lungo
periodo è Mira (o) Ceti, scoperta da Fabricius
nel 1596. E’ una gigante rossa con un periodo di
variabilità di 333 giorni.
La magnitudine assoluta varia da -2.5 a +6.5.
Le stelle variabili di lungo periodo conosciute sono circa
6000 e il periodo varia tra 80 e 1000 giorni.
Molte di queste sono irregolari.
Variabili Cefeidi
Il nome di questa classe di stelle deriva da δ Cephei, la prima variabile di questo tipo osservata
nella nostra galassia. Essa varia dalla magnitudine 3,7 a 4,5 in un periodo di 5,4 giorni.
Le Cefeidi si dividono in
Cefeidi di tipo I (o classiche): hanno pulsazioni regolari da giorni a mesi. Sono stelle
giovani di popolazione I e sono 4-20 volte piu’ massicce del Sole e fino a 100000 volte piu’
luminose. Sono supergiganti gialle di classe F6-K2.
Cefeidi di tipo II: sono stelle di popolazione II, povere di metalli, vecchie e di massa piccola
(meta’ di quella del Sole). Si suddividono ulteriormente in gruppi in base alla durata della
pulsazione. 1-4 giorni BL Her subclass, 10–20 giorni W Virginis , periodi maggiori RV Tauri .
Variabili Cefeidi
Variabili Cefeidi
IL massimo della luminosità si ottiene quando la stella si sta espandendo con la massima
velocità. La velocità può essere misurata tramite misure Doppler delle righe della stella.
RR-Lyrae
Variabili RR Lyrae
Le stelle variabili di tipo RR-Lyrae sono stelle periodiche che si trovano essenzialmente
negli ammassi globulari. Hanno masse dell’ordine di meta’ di quella del Sole.
Sono stelle vecchie e di popolazione II
Sono molto piu’ comuni delle Cefeidi ma anche molto meno luminose.
La magnitudine assoluta di una RR-Lyrae e’ 0.75 solo 40 o 50 volte piu’ luminosa del Sole.
Il periodo e’ generalmente minore di un giorno, sulle sette ore.
Sono usate per determinare le distanze degli ammassi globulari.
Ammassi Stellari
Ammassi Globulari
Esempio: M80 contiene circa 100.000
Stelle e dista 28.000 anni luce dal Sole.
Se ne conoscono nella nostra galassia
circa 200 e si distribuiscono in modo
più o meno sferico intorno al centro.
Ammassi Aperti
Un ammasso aperto (in figura, le Pleiadi) è un gruppo di stelle nate insieme da una nube
molecolare gigante, e ancora unite dalla reciproca attrazione gravitazionale. Sono anche
chiamati ammassi galattici, poiché si trovano solo all'interno del disco galattico. Si
distinguono dagli ammassi globulari per il minor numero di stelle, un'attrazione gravitazionale
meno forte e per il fatto che questi ultimi giacciono esternamente al piano galattico.
Gli ammassi aperti sono oggetti giovani (astronomicamente parlando), e contengono quindi
molte stelle calde e luminose. Questo rende gli ammassi aperti visibili da grandi distanze,
nonché una tipologia di oggetti facili da osservare anche con piccoli strumenti. La nube
molecolare "genitore" è a volte ancora associata all'ammasso, che ne illumina alcune parti che
diventano visibili come una o più nebulose.
Metodo dell’ammasso mobile
La Heavitt calibro’ le Cefeidi nell’ammasso delle Iadi. Queste sono Cefeidi di popolazione I.
Le cefeidi viste da Hubble e Humason per M31 erano invece di popolazione II.
Vedremo che Hubble sbaglio’ calibrazione stimando una luminosita’ delle cefeidi
In M31 maggiore e quindi una distanza di M31 minore (vedremo costante di Hubble maggiore).
Relazione Periodo-Luminosita’
Le Cefeidi variano con un
periodo che cresce con la
luminosità media.
La luminosità intrinseca di una
Cefeide può essere determinata
a partire da suo periodo!
Le Cefeidi sono in genere molto
luminose e possono essere
osservate a grandi distanze
(anche nelle galassie esterne).
Le osservazioni delle Cefeidi
possono essere utilizzate per
misurare le distanze fino alle
galassie vicine.
Le Cefeidi di tipo I hanno una relazione
periodo-luminosita’ diversa da tipo II !!
A parita’ di periodo sono piu’ luminose.
E’ necessario fare attenzione !!!
Intorno al 1910 Henrietta Leavitt scopre che le
Luminosita’ delle stelle variabili cefeidi si dispongo
in funzione del loro periodo di luminosita’ secondo
una legge del tipo:
M  2.78 log 10 ( P)  1.35
La debole banda di luce della Via
Lattea è la luce delle stelle nel
piano della nostra Galassia vista
dall’interno.
La Via Lattea nel Visibile
Nel visibile la nostra visione della Via Lattea è fortemente condizionata dall’estinzione
da polvere interstellare.
L’estinzione nel visibile è ~ 1 mag/kpc (molto più alta nelle nubi dense)
Quanto e’ grande la nostra Galassia ?
Mappa della nostra galassia fatta da Herschel nel 1785. Il Sole e’ al centro….
Tra il 1914 e il 1920 Harlow Shapley, all’epoca
all’osservatorio di Mt. Wilson, usa le variabili cefeidi per
stimare il diametro della nostra galassia.
Secondo Shapley la nostra galassia era di un diametro
di circa 150.000 anni luce.
Nel 1920 nacque un dibattito famoso tra Shapley e
Heber Curtis del Lick observatory. Secondo Curtis
Le variabili cefeidi non erano attendibili, la galassia
era molto piu’ piccola (30.000 anni luce) ed il
Sole quasi al suo centro.
La Via Lattea nel vicino infrarosso
Sferoide
nucleare
Disco
Nubi di
Magellano
(galassie satelliti)
La Via Lattea nel lontano infrarosso
Dall’esterno, la nostra Galassia
potrebbe essere molto simile al
suo vicino più grande, la galassia
di Andromeda (o M31).
Composizione della Via Lattea
Le più importanti
componenti della
Galassia sono:
1. Disco
2. Sferoide (nucleo)
3. Alone
Le popolazioni stellari
La Galassia contiene due popolazioni di stelle che si distinguono per l’abbondanza di
elementi più pesanti dell’Elio, i Metalli.
Stelle di Popolazione I: si trovano nel disco, sono ricche di metalli,
relativamente giovani.
Stelle di Popolazione II: si trovano nell’alone, povere di metalli, vecchie
(prima generazione di stelle nella Galassia).
Struttura della galassia: il disco
Disco
diametro ~50 kpc;
spessore ~500 pc;
caratterizzato da braccia a spirale.
Braccia a Spirale
gran parte delle stelle sono di
popolazione I;
contengono gran parte
del gas;
molte stelle luminose
di tipo O e B, e regioni HII;
nubi molecolari giganti;
ammassi aperti.
Formazione stellare in corso.
Struttura della galassia: sferoidi
Alone
diametro ~200 kpc;
stelle di popolazione II;
parte bassa della sequenza principale;
giganti rosse e nane bianche;
~200 ammassi globulari (pop. II);
diverse galassie satelliti
(es. le Nubi di Magellano);
poco gas e poca polvere.
Sferoide nucleare (bulge)
raggio ~3 kpc;
stelle di popolazione I e II;
stelle fredde vecchie ed evolute;
alcune stelle giovani;
la più alta densità di stelle nella
Galassia, poco gas e poca polvere
Idrogeno neutro (HI)
La distribuzione di H nella Galassia può essere mappata alle lunghezze d’onda radio
con la riga di emissione a 21 cm che viene ammessa a seguito della variazione
dell’orientazione dello spin dell’elettrone nello stato fondamentale.
HI a 21 cm mostra che il gas neutro è concentrato sul piano della galassia.
Traccianti della struttura a spirale
Nubi molecolari e struttura a spirale
Tecniche simili si possono
applicare all’emissione radio
della molecola del CO per
tracciare la distribuzione
delle nubi molecolari giganti.
Anche queste sono
concentrate lungo le braccia
a spirale.
Struttura a spirale della galassia
Sono stati identificati 4
braccia a spirale
principali:
Perseo, Cigno, Sagittario
e Croce- Scudo.
Esistono anche diverse
braccia minori
(Orione e Centauro)
Il Sole si trova al bordo di
uno di questi (Orione)..
La Via Lattea come Spirale Barrata
Lavori recenti suggeriscono
che le braccia a spirale si
dipartono dalle estremità di
una struttura allungata che
passa attraverso il nucleo:
una barra.
I Moti Orbitali nella galassia
Le stelle nel disco e nelle componenti sferoidali seguono orbite differenti
attorno al centro della Galassia.
- Le stelle del Disco, le nubi
del mezzo interstellare
ecc., seguono orbite quasi
circolari nel piano del
disco della Galassia.
- Le stelle dell’Alone e gli
Ammassi Globulari hanno
orbite fortemente ellittiche,
orientate casualmente.
Moti orbitali nel disco
L’orbita del Sole
La curva di rotazione galattica
Distribuzione di massa nell’Alone
La massa totale della galassia
Il centro galattico
Visione nel radio del GC
Stelle al centro della Via Lattea
Il buco nero al centro della Galassia
Il centro galattico negli X
Il dibattito tra Shapley e Curtis riguardava anche le nebulae. Secondo
Shapley erano nubi di gas espulse dalla pressione di luce della Via Lattea.
Non esistevano altre galassie oltre alla nostra.
Mentre secondo Curtis le nebulae erano galassie simili alla nostra,
Solo molto piu’ distanti come degli universi-isola.
Nel 1920 l’ex custode di Mt. Wilson ed
ex carovaniere Milton Humason ma che all’epoca
faceva pratica di fotografie sotto Shapley,
mostro’ proprio a Shapley alcune lastre di M31
con indicate a penna alcune possibili stelle variabili.
Shapley con pazienza spiego’ a Humason che M31
era una nube di gas e che non potevano essere delle
stelle e cancello’ i segni di Humason.
Nel 1923 Edwin Hubble succedette a
Shapley e scopri’ che nelle nebulae vi
erano delle stelle
variabili. Le Nebulae erano quindi degli
Universi-isola come il nostro ma
distanti oltre 800.000 anni luce.
Dimensioni angolari
di Andromeda se
la guardassimo con
un telescopio come HST.
Il Gruppo Locale
Andromeda e galassie satelliti
Le Galassie
Porzioni di cielo in apparenza
vuote contengono in realtà
migliaia di galassie molto
deboli e molto distanti.
L’immagine rappresenta
l’”Hubble Deep Field” che è
un campo di 3 minuti d’arco di
lato su cui gli strumenti di HST
hanno esposto per 11.3 giorni
in totale!
Si riconoscono galassie di vari
tipi morfologici.
- Galassie a Spirale
- Ellittiche
- Irregolari
Galassie a Spirale
Sono caratterizzate da:
sferoidi (bulge) nucleari relativamente
piccoli con stelle di popolazione II e
stelle vecchie di popolazione I;
dischi con braccia a spirale ricche di
gas e polvere, con formazione stellare in
corso e stelle giovani di popolazione I.
Spirali barrate:
sono i ~2/3 di tutte le spirali;
hanno sferoidi nucleari allungati
dai cui estremi si dipartono le
braccia a spirale.
Galassie Ellittiche
Le galassie ellittiche:
sono costituite principalmente da uno
sferoide;
sono prive di dischi, hanno poco gas e polvere
e nessuna formazione stellare in corso;
le stelle sono in gran parte di popolazione II.
In genere gli sferoidi
sono “oblati”
(~sfere schiacciate)
in contrapposizione
a “prolati” (sfere allungate ~sigari).
Le forme delle galassie ellittiche sul piano del
cielo variano tra perfettamente circolari (E1) a
fortemente ellittiche (E7; simili a palloni da
rugby).
Galassie Irregolari e Peculiari
Le galassie Irregolari non hanno
un bulge riconoscibile o delle
braccia a spirale.
Sono un mix caotico di gas,
polvere e stelle (popolazione I).
Spesso sono galassie “satelliti”
(→ Grandi Nubi di Magellano).
Spesso sono in interazione con
dei compagni ed hanno una
grossa formazione stellare
(→ galassia “Antenna”).
Alcune proprieta’ delle galassie
Classificazione di Hubble
Curve di rotazione e masse
Curva di rotazione e masse
La velocita’ NON scende ! Evidenza di alone di materia oscura
Ammassi di Galassie
Galassie Interagenti
Galassie Interagenti
Collisioni tra Galassie
Ammassi e lenti gravitazionali
Ammassi e gas caldo
Collisioni tra ammassi
Bullet Cluster