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AstronomiaLezione 17/12/2015

Docente: Alessandro Melchiorri

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

Sito web per le slides:

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

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

AstronomiaLezione 17/12/2015

Stelle VariabiliAlcune 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 PeriodoL’esempio classico di una variabile a lungoperiodo è Mira (o) Ceti, scoperta da Fabriciusnel 1596. E’ una gigante rossa con un periodo divariabilità di 333 giorni.La magnitudine assoluta varia da -2.5 a +6.5.Le stelle variabili di lungo periodo conosciute sono circa6000 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 massimavelocità. 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 essenzialmentenegli ammassi globulari. Hanno masse dell’ordine di meta’ di quella del Sole.Sono stelle vecchie e di popolazione IISono 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 galassiacirca 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 cefeidiIn 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 leLuminosita’ delle stelle variabili cefeidi si dispongo in funzione del loro periodo di luminosita’ secondo una legge del tipo:

35.1)(log78.2 10 PM

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 perstimare il diametro della nostra galassia.Secondo Shapley la nostra galassia era di un diametrodi circa 150.000 anni luce.

Nel 1920 nacque un dibattito famoso tra Shapley eHeber Curtis del Lick observatory. Secondo CurtisLe variabili cefeidi non erano attendibili, la galassiaera molto piu’ piccola (30.000 anni luce) ed ilSole quasi al suo centro.

La Via Lattea nel vicino infrarosso

Sferoidenucleare

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 stellariLa 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

Discodiametro ~50 kpc;spessore ~500 pc;caratterizzato da braccia a spirale.

Braccia a Spiralegran parte delle stelle sono di popolazione I;contengono gran partedel gas;molte stelle luminose di tipo O e B, e regioni HII;nubi molecolari giganti;ammassi aperti.Formazione stellare in corso.

Struttura della galassia: sferoidiAlonediametro ~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, Sagittarioe 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 galassiaLe 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’epocafaceva pratica di fotografie sotto Shapley, mostro’ proprio a Shapley alcune lastre di M31con indicate a penna alcune possibili stelle variabili.Shapley con pazienza spiego’ a Humason che M31era una nube di gas e che non potevano essere dellestelle 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 angolaridi 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 masseLa 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