Astronomia
Lezione 10/1/2013
Docente: Alessandro Melchiorri
e.mail:alessandro.melchiorri@roma1.infn.it
Sito web per slides lezioni: oberon.roma1.infn.it:/alessandro/astro2012/
Libri di testo consigliati:
- An introduction to modern astrophysics B. W. Carroll, D. A. Ostlie, Addison Wesley - Universe, R. Freedman, w. Kaufmann, W.H. Freeman and Company, New York - Astronomy: A physical perspective, Marc L. Kutner, Cambridge University Press.
- Fundamental Astronomy, Karttunen e altri, Springer - Elementi di Astronomia, P. Giannone.
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 postsequenza.
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
Il fenomeno di oscillazione (espansione, contrazione) è un fenomeno limitato alla sola superficie stellare e non è dovuto ad alcun mutamento nella quantità di energia prodotta dalle fusioni nucleari che avvengono nelle regioni più interne delle strutture.
Quando una stella con le caratteristiche strutturali delle cefeidi attraversa nel diagramma H-R la cosiddetta striscia di instabilità gli strati esterni diventano instabili, cioè una perturbazione dallo stato di equilibrio tende a propagarsi piuttosto che a smorzarsi, e questa instabilità è la causa dell'innesco del meccanismo di pulsazione. Questa condizione di instabilità non è però in grado da sola di spiegare il ciclo pulsazionale della stella e la sua ripetizione nel tempo, in quanto sarebbe lecito attendersi che l'energia persa per dissipazione nel ciclo pulsazionale possa mettere fine alla pulsazione stessa. Bisogna allora tener conto dell'abbondanza di He+ nella loro atmosfera e dei fenomeni di ionizzazione e ricombinazione che avvengono a causa dell'aumento (diminuzione) di temperatura e pressione. La potente radiazione generata dalla stella ionizza una piccola frazione dell' He+ a He+2, che è molto più opaco alla radiazione.
L'atmosfera inizia a bloccare una parte della radiazione uscente, diventa più calda e inizia ad espandersi. Un'atmosfera più calda ed estesa causa un aumento della luminosità della stella.
L'atmosfera espansa presto inizia a raffreddarsi, e l'He+2 si ricombina in He+.
Adesso l'atmosfera è di nuovo relativamente trasparente, perde calore e si restringe.
L'intero processo riparte ora dall'inizio.
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
Un ammasso stellare è un gruppo di stelle molto denso. Generalmente, il termine ammasso implica anche che queste stelle siano nate tutte più o meno assieme dalla stessa nebulosa, e che abbiano quindi la stessa età e composizione chimica.
Vi sono due tipi principali di ammasso:
•gli ammassi globulari, gruppi sferici molto grandi ed antichi
•gli ammassi aperti, giovani raggruppamenti di forma più eterogenea
Gli ammassi globulari sono generalmente molto grandi, alcune centinaia di migliaia di stelle, e si pensa che si siano formati tutti nella stessa epoca, in contemporanea alla formazione della nostra galassia .
Gli ammassi aperti si formano invece ancora al giorno d'oggi, ogniqualvolta una
nebulosa di gas raggiunge una massa ed una densità critiche. Sono in genere molto brillanti perché contengono molte stelle giovani ad alta temperatura, come le Pleiadi, uno degli ammassi aperti più vicini a noi.
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:
35 . 1 )
( log 78
.
2
10
P
M
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
