Astronomia Lezione 15/1/2016

Astronomia

Lezione 15/1/2016

Docente: Alessandro Melchiorri

e.mail:alessandro.melchiorri@roma1.infn.it Sito web per slides lezioni:

oberon.roma1.infn.it:/alessandro/astro2015/

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 - Introduction to Modern Cosmology, B. Ryden, Addison-Wesley

Anisotropie del Fondo Cosmico

Quattro meccanismi sono alla base delle formazione delle anisotropie:

 Gravità (Effetto Sachs-Wolfe)

 Fluttuazioni intrinseche (Adiabatiche)

 Effetto Doppler

 Potenziali variabili nel tempo (Effetto Sachs-Wolfe integrato)

Gravità

Adiabatico Doppler ISW

  ⁿ  ^g   ^{z n}  ^{e H}  ^dz

T

T ^ 

^{     }

^



0

1 b

0

⃗ v ⃗ 

⃗ 

Hu, Sugiyama, Silk, Nature 1997, astro-ph/9604166

4

Parametri cosmologici e CMB

Densità Materia Oscura Densità Materia

Barionica

Constraining Cosmological Parameters with CMB

L’universo è formato da radiazione (ρ~1/a

), materia (ρ~1/a³) e da una costante cosmologica (ρ~cost)

2 0 0

3 , 0 , 4

0 , 2

0

2 1

a a

H a

H r m 





 

 

 _

L’equazione di Friedmann può essere riscritta come:

) 47

,

(

t

t









,m m

r t t

t

) 8

. 9

,

(

t

t





Durante l’espansione dell’universo, ci sono state delle fasi in cui una delle componenti dominava sulle altre:

radiazione

materia

costante cosmologic

a

•

•

•

13,7 miliardi 13,7 miliardi di anni fa:

di anni fa: Big Big BangBang

Era della Era della Nucleosintesi Nucleosintesi

Primordiale Primordiale

• Andamenti delle abbondanze primordiali

di D,

He,

He e

Li previsti dal modello teorico e confrontati con

alcune misure recenti

• Lo “spessore” delle linee e’ un errore

intrinseco della nucleosintesi dovuto alle incertezze sulla vita

media del neutrone

scale scale logaritmiche logaritmiche

misure ricavate

dalla CMB

La catena della nucleosintesi inizia con la formazione del deuterio:







 p D

n

Quando T<0.1Mev la fotodissociazione

D    n  p

He D

n

 

p³ ⁴

He D

D  ⁴

He D

p  

He He

n 



• Dopo circa 5 minuti, la maggior parte dei neutroni

è andata a formare nuclei di

He, mentre molti protoni

sono liberi

• Sono prodotti anche D,

3

He e

Li, ma in quantità molto meno significative

A A

Le abbondanze primordiali degli elementi leggeri sono alterate dall’evoluzione chimica a cui le stelle sono soggette

L’alterazione avviene in due direzioni opposte

produzione di tali elementi nelle stelle aumento della frazione di massa

distruzione di tali elementi da parte delle stelle

diminuzione della frazione di massa

prodotto durante la nucleosintesi tramite

BARIOMETRO IDEALE

nessuno dei processi astrofisici noti è in grado di produrre deuterio

viene distrutto dalle stelle e convertito in

He

Si osservano regioni con una bassa metallicità, e se ne analizzano gli spettri di assorbimento serie di

Lyman







 p D

n

QSO QSO si osservano nubi di idrogeno neutro interposte tra una sorgente (QSO) e

l’osservatore

QSO 1937-1009, Z=3.572

 ^{2 . 6}  ^{0 . 4}   ¹⁰



D

mediando 5 valori ottenuti da QSO’s differenti si è ottenuto (Kirkman et al., 2003, Steigman

2004):

ISM ISM i valori ottenuti sono inferiori ai precedenti a causa delle presenza di

stelle

Chengalur, Braun e Burton(1997), osservando in

direzione opposta al centro galattico, hanno ottenuto:

Sistema Solare Sistema Solare





H  D

Libowich (2000), osservando in direzione del centro galattico,

ha ottenuto:





H 

>

>

tranne nel Sole, i valori trovati

dovrebbero essere molto vicini a quelli primordiali

dall’atmosfera di Giove (Mahaffy et al. 1998), è

stato ottenuto:





D

vento solare (Gloecker, 1999), è stato ottenuto:





H  D







 p He

D

D  D 

He  n prodotto durante la nucleosintesi

tramite

,

viene prodotto dalle stelle durante la loro evoluzione

Competizione di due processi tra loro opposti:

viene bruciato dalle stelle e convertito in ⁴He

gradiente di metallicità a seconda della zona di cielo osservata

gradiente per la

frazione di massa ³He

Si adotta come limite superiore per

l’abbondanza primordiale, quella misurata nelle regioni HII

più distanti dal centro galattico e povere di

metalli

valore ricavato da WMAP

 

3

10 2

. 0 1 .

1  

H  He

 

3

He H  1 . 04  0 . 04  10

Debole dipendenza dell’

He da η η

ne limita l’utilizzo come bariometro

 



 





























p He

D H

n He D

H

He n

He

He p

H

4 3

4 3

4 3

4 3





prodotto durante la nucleosintesi tramite

Il valore

dell’abbondanza di questo elemento misurato attualmente,

Y

, non corrisponde a quello primordiale, Y

.

L’

He viene, infatti,

prodotto dalle stelle, a

partire dall’idrogeno

Y

> Y

misura effettuate da Izotov &

Thuan (IT, 1999) con il Keck telescope, hanno condotto al

valore:

Olive & Skillman (OS, 2004), hanno trovato:

I dati più significativi sono stati raccolti osservando le linee di emissione dell’idrogeno e dell’elio provenienti da regioni HII extragalattiche, a basso contenuto metallico

0015 .

0 2452 .

0 



IT

Yp

0035 .

0 2472 .

0 



OS

Yp

SBBN/WMAP

Misure della frazione di massa primordiale di ⁴He, negli anni 1978 - 2004.

La linea continua rappresenta il valore predetto dal SBBN/WMAP







 H Li He

4

prodotto durante la nucleosintesi tramite

Competizione di due processi tra loro opposti:

viene prodotto in quantità significative durante l’evoluzione stellare

un parte di esso viene, però, distrutto

all’interno delle stelle

Abbondanza del litio log(Li)≡[Li] ≡12+log(Li/H) in funzione della metallicità (V. V. Smith)

Spite Plateau

L’andamento globale della frazione di massa

è quello di aumentare progressivamente

con il tempo

Nello “Spite Plateau”

(aloni caldi di alcune stelle della Galassia povere di metalli)

l’abbondanza del ⁷Li è pressoché uniforme

valore misurato nello Spite Plateau ( Bonifacio et al. 2002)

dati provenienti da stelle in ammassi globulari (Bonifacio &

Molaro, 1997)

valore ricavato osservando 62 aloni di stelle

(Melendez&Ramirez, 2004)





7

10 19

.

2 ^_  ^ H 

Li

 

^{Li }  ^{2 . 19  0 . 01}  ^{ 10}

 

^{  2 . 37  0 . 05   10}

 

Li

 2 . 65

 10

SBBN

Secondo il Modello Cosmologico Standard, le abbondanze primordiali di

questi elementi dipendono da un solo parametro: l’abbondanza di barioni,

Limiti posti sulla densità di barioni

ricavati dalle misure della CMB

e dalle

abbondanze di

Deuterio ed Elio

Possibili argomenti per argomenti a scelta

L'esame è solo orale. Si inizia con un argomento scelto da voi sul quale doveteorale prepararvi un discorso di 10 minuti (con formule etc).

Il discorso puo' essere fatto alla lavagna oppure potete prepararvi una presentazione.

Se vi preparate una presentazione: 1) Mandatemil .pdf via e-mail il giorno prima, 2) Non prendete troppo dalle slides del corso, 3) portatevi un laptop su cui fare la presentazione (niente pennette).

L'argomento lo potete scegliere da voi (ma chiedetemi via mail se va bene) oppure lo potete scegliere tra questi:

1- Coordinate celesti (diversi sistemi e formule per passaggio da un sistema all'altro.

2- Metodi di misure di distanze in astronomia (parallassi, cefeidi, supernovae, TF, Hubble,..) 3- Diagramma HR: significato fisico, classi spettrali e classi di luminosità, applicazioni.

4- Stelle binarie: classificazioni, metodi di rivelazione, relazione L/M per stelle di s.p.

5- Evoluzione stellare: dalla sequenza principale a SN, nane bianche, buchi neri e pulsars.

6- Fusione all'interno delle stelle: ciclo PP, CNO,.... Picco di Gamow.

7- Atmosfere stellari: spettri di assorbimento, eq. Saha, eq Boltzmann, abbondanze.

8- Galassie, ammassi di Galassie.

9- Cosmologia: equazione di Friedmann, stati evolutivi dell'universo.

10- Cosmologia, prove del modello del Big Bang: CMB e BBN.

….

Dopo l'esposizione dell'argomento a scelta ci saranno delle domande su uno di questi argomenti.

Links utili in rete

1- xxx.arxiv.org contiene nella sezione astrophysics praticamente tutti gli articoli scientifici in astrofisica pubblicati negli ultimi 20 anni.

2- https://ui.adsabs.harvard.edu/ database della NASA. Ha articoli anche più vecchi.

3- http://inspirehep.net/ database del Fermilab (ha articoli più di particelle).

Potete divertirvi ad inserire il nome di un professore e vedere quanti articoli ha scritto, su cosa e con chi.

Prospettive per carriera in Astronomia/Astrofisica

- Dopo laurea triennale, laurea magistrale in Astronomia e Astrofisica.

- Potete anche fare la laurea in Fisica e poi scegliere una tesi in Astrofisica (es. laurea indirizzo teorico → tesi in cosmologia o relatività generale).

- Dopo la laurea: Dottorato a roma in Astronomia (10 posti ogni anno) o in Fisica (20 posti a Sapienza).

Dottorato: tre anni, 1000 euro al mese (1500 se andate all'estero).

Dottorato all'estero.

- Dopo il dottorato: postdoc, etc. Posizioni di lavoro per astrofisici:

http://cosmocoffee.info/viewforum.php?f=8&sid=25c23db067c1b6d317bbf39fb94edb56 http://jobregister.aas.org/

http://inspirehep.net/collection/Jobs

Su quest'ultimo sito (più diretto a fisici di particelle che astrofisici) potete vedere che risultano oggi circa 170 offerte per Astrofisici contro circa 200 per

fisici di particelle.

Esempio di luogo per Conferenza/scuola in astronomia.

Cosmology on the Beach Riviera Maya

https://sites.google.com/site/cosmologyonthebeach2016/home

Buon Viaggio !