Astronomia Lezione 19/1/2017

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Astronomia 

Lezione 19/1/2017

Docente: Alessandro Melchiorri

e.mail: alessandro.melchiorri@roma1.infn.it

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George Lemaitre scopre la legge “di Hubble” 2 anni prima…

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Costante di Hubble: valore sperimentale

Nonostante il progresso sperimentale il valore della costante di Hubble non e’ancora ben stabilito.

Riess (2016) propone un valore pari a:

H⁰=73.0 ± 1.7 km/s/Mpc

Efstathiou (2014) propone invece:

H⁰=70.6±3.3 km/s/Mpc

Le misure di CMB da parte del satellite Planck forniscono:

H⁰=67.3±1 km/s/Mpc

queste ultime pero’ sono “model dependent”.

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Età degli Ammassi Globulari

- Misuriamo l’età degli ammassi a partire dalla

magnitudine del punto di turn-off delle sue stelle di sequenza principale nel diagramma HR.

- Confrontiamo poi questo con modelli di evoluzione

stellare che predicono la luminosità e temperatura di una stella in funzione del tempo.

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Esempio: 47 Tucanae

Secondo ammasso globulare piu’luminoso (mag 4.9) Dista 4100 pc

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Le stelle di sequenza principale bruciano idrogeno nel nucleo.

Il tempo

di permanenza

in seq. principale va come

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Ammasso Aperto

Ammasso Globulare

Stelle Giovani Inutile per

determinare l'età

Stelle Vecchie OK per età

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Risultati recenti su età ammassi globulari (Gratton et al. 2003)

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Età delle nane bianche

- Una nana bianca è lo stadio finale di una stella che possedeva meno di 8 masse solare sulla sequenza principale.

- La pressione gravitazionale è sostenuta dalla pressione del gas di elettroni degenere (principio di Pauli) e non

dalla fusione.

- Le nane bianche si raffreddano lentamente.

- Possiamo confrontare la luminosità delle nane bianche con modelli teorici. Le meno luminose forniscono un limite inferiore all’età del cluster.

- Calcoli teorici sono complicati: dipendono dalla

composizione del nucleo, equazione del trasporto etc.

- Bisogna vedere le nane bianche meno luminose (molto difficile). E’ necessario l’HST.

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Diagramma HR di M4

Nane Bianche

Seq.

Principale

NB Calde

NB Fredde

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Risultati da Hansen et al., 2006

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Datazioni nucleari delle stelle

- E’ possibile usare il decadimento radioattivo degli elementi per fornire l’età delle stelle.

- In particolare si usa il ²³²Th (tempo di decadimento di 14 Gyrs) e ²³⁸U (tempo di decadimento di 4.5 Gyrs).

- Assumendo una valore iniziale per questi elementi e facendo il rapporto con altri elementi si può stimare

l’età della stella.

- La misura è estremamente difficile (righe deboli) e le predizioni teoriche non sono semplici.

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Stella con età troppo grande ?

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