Lezione N. 2 Astronomia di posizione e alcuni cenni di Radioastronomia

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1 Lezione N. 2 Astronomia di posizione e alcuni cenni di Radioastronomia Pag. 2 - L animazione mostra lo spostamento della stella di Barnard al trascorrere del tempo (anni). La didascalia riporta il valore di tale spostamento (misurato in secondi d arco per anno) nelle due coordinate equatoriali (ascensione retta e declinazione), con d invece è indicata la distanza fra noi e la stella di Barnard in anni luce. (L anno luce corrisponde alla distanza percorsa in un anno dalla luce). Si chiede a quanti km corrisponda uno spostamento di 10 per anno (simile allo spostamento in declinazione). Pagg. 3-4 L approssimazione dei piccoli angoli. Pag. 5 - come ottenere la conversione fra radianti e gradi, radianti e secondi d arco e viceversa. Pag. 6 -La soluzione dell esercizio (di pag. 2) ottenuta utilizzando tutte le informazioni di Pagg.3,4 e 5. Pag. 7 - Noto lo spostamento annuale della stella di Barnard in anni luce, si può ottenere una stima della velocità in km/s, assumendo che la stella si muova di moto rettilineo uniforme. (E un approssimazione che consente comunque una stima realisticadell ordine di grandezza della velocità). La velocità che risulta sembra enorme ma in realtà non lo è: le stelle si muovono all interno delle galassie (per sostenersi contro la gravità) con velocità tipiche dell ordine di km/s. Il Sole, per esempio, orbita attorno al centro della nostra galassia con una velocità di 220 km/s (mentre la Terra orbita attorno al sole, o più correttamente attorno al centro di massa del sistema Terra-Sole con una velocità di 30 km/s). Se riprendiamo la relazione di pag. 4 ci accorgiamo che se la stella di Barnard fosse più lontana non riusciremmo ad apprezzarne lo spostamento angolare, una distanza 100 volte maggiore corrisponderebbe infatti ad uno spostamento angolare 100 volte minore ossia pari a 0.1. Pag. 8 - In questo esempio riprendiamo di nuovo quanto appena affermato sull effetto della distanza nella misura degli spostamenti angolari. Consideriamo la galassia M 104 (detta el Sombrero per la forma) di cui conosciamo la distanza in Megaparsec (Mpc) ossia in milioni di parsec ed assumiamo che questa galassia si sposti in modo tangenziale alla nostra linea di vista con una velocità pari a 1000 km/s (anche se è un valore un po alto, più plausibile sarebbe assumere km/s). Dopo aver ricavato lo spostamento in km in un anno, utilizzando la relazione di pag. 4 (dopo aver convertito i Mpc in km) possiamo derivare lo spostamento angolare in

2 radianti e da questo (conversione pag. 5) quello in secondi d arco in un anno. Il valore che risulta che è una sovrastima (se dimezzo la velocità dimezza) è estremamente piccolo: per osservare uno spostamento di 1 dovrei aspettare anni. (Per avere un idea di quanto sia piccolo 1 si pensi che il diametro angolare del sole o della luna piena corrisponde a 30, 1 è pertanto pari a 1/1800 del diametro del sole o della luna). Pag. 9 - Ancora el Sombrero e le sue coordinate equatoriali al 1950 e al La variazione nell arco di 50 anni corrispondente a circa 16 in declinazione e 30 in ascensione retta (2 minuti corrispondono a 30 perché 1 minuto = 15, cfr Lezione 1 pag 20 ). E evidente che una variazione di coordinate così grande non può essere attribuita ad un movimento della galassia (cfr. pag. 8) anche perché se osserviamo altri oggetti celesti ci accorgiamo che le coordinate equatoriali di tutti quanti variano (non allo stesso modo ma similmente quando si tratta di oggetti vicini fra loro). Le coordinate equatoriali sono state scelte perché fossero fisse rispetto agli oggetti solidali con la volta celeste (Lezione 1 pag. 12), per cui l unica ragione di questa variazione può essere in uno spostamento del punto γ (punto equinoziale di primavera, scelto come origine dell ascensione retta). Pag. 10 Già l astronomo greco Hypparcos si accorse che c era un cambiamento fra le posizioni delle stelle misurate da lui e quelle misurate dai babilonesi alcune centinaia di anni prima. Capì che la variazione era dovuta ad uno spostamento del punto γ e attraverso una serie di misure e calcoli ne calcolò l entità (46 /anno), un valore straordinariamente accurato e molto vicino a quello ottenuto (50.26 /anno) con i metodi più moderni, per mezzo del quale si può stimare in circa anni il periodo di rotazione del punto γ ossia il periodo in cui γ, dopo aver compiuto un orbita completa, ritornerà al punto di partenza. Pag. 11 Determinata l entità del fenomeno saranno necessari 1800 anni per avere, da Newton, un interpretazione scientifica. Il punto γ recede lungo l eclittica perchè l asse della Terra è inclinato rispetto al piano dell orbita Terra-Sole e l azione gravitazionale congiunta di Sole e Luna sulla Terra tende a raddrizzare questo asse. Il risultato di questo complesso gioco di forze provoca un movimento conico dell asse della terra. Pag A sinistra l effetto del movimento conico dell asse di rotazione: la Polare indica ora il nord, ma non era così nel 2800 a.c, né sarà così nel quando la stella più vicina al nord sarà Vega. A destra un animazione che mostra la posizione del polo nord celeste (indicata con una freccia rossa) al variare del tempo (fra gli anni e 8000 ).

3 Pag.13 - La precessione ha un periodo di circa anni, i segni zodiacali (costellazioni allineate al piano dell eclittica) sono 12 pertanto ogni 2150 anni (circa) il punto γ si sposta da un segno zodiacale all altro. All equinozio di primavera noi diciamo che il Sole entra nell Ariete (anche se in realtà è la Terra a spostarsi lungo l eclittica e a vedere il sole proiettato sullo sfondo delle costellazioni), in verità il Sole è già verso la fine dei Pesci e fra un centinaio di anni entrerà nell Acquario. Pag L illustrazione mostra la variazione della posizione del punto γ fra il 4000 a.c e il 2000 d.c. Come già detto (pag. 13) ora γ si trova verso la fine della costellazione dei Pesci. Pagg Si possono dare due diverse definizioni di anno: l anno sidereo è il periodo di tempo che intercorre fra due passaggi della Terra nella stessa posizione rispetto alle stelle fisse (stelle lontane i cui spostamenti angolari sono talmente piccoli da apparire fisse), l anno tropico o solare invece è il periodo di tempo che intercorre fra due passaggi all equinozio. L anno tropico è più corto di quello sidereo di circa 50 /anno (che si possono convertire in tempo con una semplice proporzione considerando il numero di ore necessarie a coprire un orbita completa pari a 24 h x 365 giorni e corrispondenti ad uno spostamento di 360 ). Se si desidera mantenere l associazione fra i mesi e le stagioni, si vuole cioè evitare che l equinozio si sposti progressivamente all indietro perdendo circa un mese ogni 2150 anni (spostandosi dal 21 marzo al 22 febbraio nell arco di 2150 e così via) si deve adottare come misura della lunghezza dell anno l anno solare. Nonostante ciò il calendario stabilito da Giulio Cesare che fissava la durata dell anno in 365 giorni ed un anno di 366 (bisestile) ogni 4 anni generava un anno che era ancora più lungo (anche se solo di 11 m e 14 s) dell anno solare. Per questa ragione si aveva un arretramento dell equinozio di 1 giorno ogni 128 anni, il fenomeno era ben noto e descritto anche da Dante. Per ovviare a questo inconveniente Papa Gregorio XIII fece sparire 10 giorni dal calendario. Nel 1582 il giorno successivo al 4 ottobre non fu il 5 ma il 15. Pag. 18 Variazioni del campo elettrico e magnetico generano la produzione di un onda (elettromagnetica) che si propaga in una direzione ortogonale a quella dei due campi. Pag. 19 -Una piccola parte della radiazione elettromagnetica risulta visibile ai nostri occhi: è ciò che chiamiamo luce che si compone di una parte blu (caratterizzata da una lunghezza d onda più piccola e di conseguenza da una maggior frequenza e da una maggiore energia) e da una parte rossa (maggior lunghezza d onda, minor frequenza ed energia). Pag Non tutta la radiazione elettromagnetica raggiunge la terra, l atmosfera funge da filtro sia, fortunatamente, per le radiazioni più pericolose (UV,X e Gamma)

4 sia anche per radiazioni non pericolose (infrarosse). La radiazione nella banda radio, invece è accessibile da terra Pag Il radiotelescopio di Arecibo costruito sulla bocca di un vulcano è il più grande rivelatore radio del mondo. Ogni radiotelescopio può operare su un intervallo limitato di lunghezze d onda (o frequenze) qui sono indicate le lunghezze d onda accessibili con lo strumento di Arecibo. Pagg Karl Jansky lavorava alla Compagnia Telefonica americana Bell ed era stato incaricato di studiare i disturbi di fondo che potevano interferire con le trasmissioni intercontinentali via radio. Per questo motivo costruì un antenna per ricevere onde radio di lunghezza d onda 14.5 m (e corrispondente frequenza pari a 20.5 Mhz 1 ). La periodicità del disturbo fece capire a Jansky che non poteva essere dovuta al sole ma al centro della galassia poiché Pag il giorno solare ha una durata di 24 h mentre il giorno siderale è più breve di circa 4 minuti. La ragione di questa differenza dipende dal fatto che a causa del moto di rivoluzione della terra attorno al sole occorre un po più di tempo perché il sole si trovi nella stessa posizione (per esempio in culminazione al mezzogiorno) di quanto ne occorra per riportarsi ad uno stesso punto rispetto alle stelle fisse. Pag L articolo con la scoperta di Jansky. Nonostante ciò e nonostante Jansky volesse continuare ad occuparsi di radioastronomia venne assegnato dalla Bell ad altri incarichi. Il suo nome resta comunque legato alla radioastronomia ed in particolare ad un unità di misura adoperata per misurare il flusso (energia per unità di tempo, di superficie e di frequenza) delle radiosorgenti 1 Jansky =10 26 watt m 2 Hz 1 Pag Il primo radiotelescopio vero e proprio venne costruito da un radioastronomo amatore. Pag Reber fece alcune importanti misure e pubblicò i risultati. La figura in alto mostra alcuni dei risultati ottenuti da Reber. Si tratta di misure o radio (a due diverse frequenze) delle regioni centrale della nostra galassia. L asse X rappresenta la longitudine galattica, l asse Y la latitudine. Il piano della galassia ha latitudine = 0, il centro della galassia ha longitudine = 0, come si vede l emissione radio è limitata ad una fascia abbastanza stretta sopra e sotto il piano.. Reber si accorse che l emissione radio aumentava al crescere della lunghezza d onda (ossia al diminuire della frequenza) in contrasto con quanto si pensava dovesse accadere. Si riteneva infattti che l emissione radio fosse quella di corpo nero (black body) che caratterizza le stelle e che nella figura in basso è rappresentata dalla linea crescente. L altra linea che rappresenta, invece, l emissione di sincrotrone era ancora un meccanismo sconosciuto. Solo negli anni 50 si comprese che l emissione radio era dovuta all accelerazione di 1 per convertire da lunghezza d onda a frequenza bisogna utilizzare la relazione λν=c (facendo attenzione alle unità di misura) 20.5 Mhz significa 20.5 milioni di oscillazioni al secondo.

5 elettroni che si muovono in un campo magnetico con velocità prossima a quella della luce, l emissione di sincrotrone appunto. Pag. 28 -La figura mostra l emissione di corpo nero per sorgenti aventi diverse temperature. Come si può vedere il picco dell emissione di un corpo nero che ha una temperatura di 6000 K (circa quella della superficie del sole) si trova nel visibile. Questo significa che il Sole (e le stelle simili al Sole) irradia la maggior parte della radiazione nella banda visibile. Corpi più caldi emettono maggiormente alle corte lunghezze d onda, corpi più freddi a quelle lunghe. L emissione copre una banda molto larga e si estende anche nel radio con un emissione che cala all aumentare della lunghezza d onda (cfr. pagina precedente). Pag La radioastronomia vera e propria nasce a Cambridge negli anni 50 grazie a questi due radioastronomi che realizzeranno i primi lavori sistematici: due cataloghi di radiosorgenti il 2C e il 3C (C sta per Cambridge) e che in riconoscimento della loro opera otterranno il premio Nobel nel Pag. 30 E sempre a Cambridge Hewish ed una sua studentessa (Bell) scopriranno la prima pulsar. Si tratta di una sorgente che emette un segnale ad impulsi regolari (equi spaziati nel tempo) e che fa pensare all inizio ad una comunicazione di tipo extraterrestre. In realtà la pulsar è una stella collassata (stella di neutroni, cfr. Lezione 3 pag. 39) che ruota su se stessa molto velocemente (perché contraendosi, per la conservazione del momento angolare, la sua velocità di rotazione è aumentata) trascinando nella rotazione anche il campo magnetico. Il movimento del campo magnetico (variazione) produce un campo elettrico capace di strappare alla superficie della stella protoni ed elettroni. Queste particelle si muovono attorno alle linee del campo magnetico ed essendo accelerate emettono radiazione. L emissione avviene lungo un cono abbastanza stretto (visibile sia nell animazione sia nello schema) e quando l asse di rotazione ed il campo magnetico sono disallineati si osserva un fenomeno di emissione simile ad un faro, riceviamo cioè l emissione solo quando il cono punta esattamente sulla nostra linea di vista. Pag Tre animazioni che mostrano tre diversi meccanismi di emissione attraverso cui si possono produrre onde radio. 1) in alto a sinistra : avvicinandosi ad un protone l elettrone subisce una variazione della propria orbita, viene deviato (decelerato), l energia che perde nella decelerazione è convertita in energia di emissione. L elettrone emette un quanto di energia la cui frequenza dipende dalla variazione di energia subita nella decelerazione e può cadere anche nella banda radio. (Questo tipo di emissione è detta brehmstrahlung che in tedesco significa frenamento) 2) L atomo di idrogeno allo stato fondamentale può trovarsi in due situazioni diverse : spin del protone e dell elettrone con lo stesso verso o con verso opposto. La situazione di minima energia è quella in cui i due spin hanno verso opposto pertanto gli atomi di idrogeno tendono a portarsi in questa situazione. Il cambiamento di verso dello spin dell elettrone corrisponde all emissione di un onda avente lunghezza pari a 21 cm. Le

6 osservazioni radio a 21 cm consentono quindi di studiare la distribuzione delle nubi di idrogeno neutro nell universo. 3) L elettrone spiraleggia attorno alle linee di forza del campo magnetico emettendo radiazione con una lunghezza d onda legata alla accelerazione (centripeta) del moto. (E l emissione di sincrotrone) Pag La galassia M 51 come ci appare in banda ottica (immagine bianca) e come ci apparirebbe (immagine azzurra) se potessimo vedere la distribuzione dell idrogeno neutro (che è stata ricavata da osservazioni a 21 cm cfr. pagina precedente). Pag. 33 -Due galassie irregolari nell ottico (fotografie in alto, quella a sinistra è normale quella a destra è stata trattata in modo da evidenziare al massimo le galassie) e quando all ottico viene sovrapposta la distribuzione dell emissione a 21 cm (a sinistra sotto forma di contorni, a destra sotto forma di immagine). Su NGC 4449 è sovraimposta (con l animazione) un immagine più dettagliata (ottenuta con un telescopio che ha miglior risoluzione) che permette di vedere la struttura interna della galassia. L azzurro indica la presenza di intensa formazione stellare, concentrata lungo alcuni filamenti e knots. Pag Esattamente come per pag. 33, una galassia la distribuzione dell idrogeno neutro e un immagine ottica di maggior dettaglio. Pag Come sopra, si noti nell immagine ottica a colori la miglior definizione ( si riescono a distinguere le stelle) della galassia compagna di I Zw 18 appena visibile nella immagine in bianco e nero. Tutte le altre galassie (numerosissime) di colore bianco o rosso sono molto più lontane. Pag Come sopra, da notare che la stella azzurra molto luminosa situata lungo il piano della galassia a sinistra del centro (visibile anche nell immagine in bianco e nero) non appartiene a NGC 4013 ma alla nostra galassia. Pag Qui è mostrato un gruppo di 3 galassie che osservate in ottico appaiono ben separate ma che risultano essere parte di una struttura molto estesa di idrogeno neutro che le contiene tutte quante. Da questa nube si quindi formate 3 galassie diverse. Non tutti i gruppi di galassie presentano questo tipo di struttura, in alcuni gruppi le galassie legate fra loro dall idrogeno neutro sono solo due in altri nessuna. Molto resta ancora da capire sui meccanismi che conducono alla formazione delle galassie. Pag Il Sole è un intenso emettitore di radiazione, non solo ottica, anche X, UV e radio. L emissione è dovuta alla presenza di particelle cariche (elettroni e protoni) che fuoriescono dalla superficie del Sole particolarmente durante le fasi di maggior attività solare quando si osserva anche il fenomeno delle macchie solari. Pag. 39 In prossimità di un buco nero si forma un disco di accrescimento, ossia un disco di gas, che la gravità del buco nero ha strappato agli oggetti più vicini, che ruota vorticosamente attorno al buco nero e vi precipita progressivamente all interno.

7 Questo gas divenuto caldissimo a causa del forte attrito, emette radiazione, in tutte le bande dello spettro elettromagnetico. La figura mostra l emissione radio da una piccolissima regione (0.1 corrispondenti a 1/100 di anno luce ossia a 3.6 giorni luce) vicina al centro della nostra galassia ossia immediatamente circostante al buco nero che si trova al centro della nostra galassia. L osservazione è stata effettuata col VLA (Very Large Array) che permette di ottenere osservazioni a grandissima risoluzione 2. Pag Il VLA. Pag. 41 Le radiogalassie sono galassie che presentano un emissione radio particolarmente intensa ( dell ordine di watt nella banda di emissione compresa fra i 10 Mhz e i 100 Ghz). Le radiogalassie sono galassie ellittiche giganti, generalmente situate nell regioni centrali degli ammassi di galassie. NGC 1275 è una di queste, situata al centro dell ammasso del Perseo una struttura contenente alcune migliaia di galassie immerse in un gas avente una temperatura di alcuni milioni di gradi. Pag, 42 - NGC 1275 osservata in riga Hα. La riga Hα viene emessa da un elettrone dell atomo di idrogeno che scende dal 3 zo al 2 ndo livello eccitato. Questa emissione cade nella regione del visibile, in particolare nel rosso (6563 Angstrom). Non si tratta quindi di un emissione radio. La presenza di emissione in Hα indica che l idrogeno è stato scaldato. L immagine mostra pertanto che all interno di NGC 1275 sono presenti dei filamenti di idrogeno più caldo delle regioni circostanti. Si notino infine tutte le galassie più piccole che circondano NGC 1275 il cui destino finale è quello di essere inglobate nella galassia centrale. Pag Un immagine radio di NGC La struttura a due lobi è tipica delle radiosorgenti. La risoluzione di queste osservazioni è molto maggiore di quella del VLA (cfr pag.39) perché le parabole che costituiscono il VLBA (Very Large Base Array) sono distribuite su di un area molto più ampia (maggiore è la distanza fra le parabole migliore è la risoluzione). Pag il VLBA. Pagg I radiotelescopi di Medicina Pag, EVN (European Vlbi Network) Pag VLBI (Very Large Base Interferometer). 2 Col termine risoluzione si intende la capacità di distinguere dettagli. Uno strumento può avere ad esempio una risoluzione di 1 o di Il primo ha risoluzione più bassa del secondo che permette di distinguere oggetti/dettagli aventi dimensioni/separazioni 100 volte più piccole.