Richiami su la Via Lattea

Transcript

1 Richiami su la Via Lattea AA 2010/2011 Alessandro Marconi Dipartimento di Fisica e Astronomia

2 La Via Lattea La Via Lattea (Milky Way) è una banda di luce continua che attraversa il cielo inclinata di circa 62.6 rispetto all Equatore Celeste. Galileo Galilei, utilizzando il suo telescopio, fu il primo a riconoscere che la Via Lattea era costituita da un miriade di stelle (Sidereus Nuncius, 1610). La Via Lattea, le Nubi di Magellano e la cometa McNaught viste dalla Patagonia (28/01/2007) Thomas Wright (1750) ed Immanuel Kant (1755) ipotizzarono che la Galassia sia un disco di stelle di cui il Sole è un anonimo componente. 2

3 Herschel e gli scandagli stellari Nel 1785 William & Caroline Herschel contarono il numero di stelle visibili lungo 683 linee di vista con il loro telescopio da 1.2m. Mappa della Galassia degli Herschel (1785) Sole Assumono che: 1. tutte le stelle hanno la stessa magnitudine assoluta (luminosità); 2. la densità di stelle nello spazio è costante; 3. non c è niente che nasconda le stelle; 4. si può osservare fino ai confini della distribuzione di stelle. Concludono che: 1. la Galassia ha una forma schiacciata come una macina (~5:1); 2. il Sole è vicino al centro della Galassia. 3

4 I Conteggi di Stelle Assumiamo che n(l)dl, la densità di stelle con luminosità tra L e L+dL [num./vol.], sia la stessa in ogni punto all interno della galassia. Osserviamo una regione di cielo sottesa da un angolo solido Ω. Consideriamo il numero di stelle con flusso osservato superiore a S. Una stella di luminosità L avrà flusso F>S se si trova a distanza inferiore a: Riesco quindi ad osservare un numero di stelle di luminosità L con F>S pari a: ovvero integrando su L: N(F >S)= > = N(L, F > S) = L Ω 3 (4π) 3/2 d(l) = L 4πS N(L, F > S) = =n(l)dl Ω 3 d(l)3 L n(l)l 3/2 dl S 3/2 = CSS 3/2 4

5 I Conteggi di Stelle Sono in grado di costruire il diagramma logn-logs (log. dei conteggi a F>S in funzione del log di S) in una data regione di cielo. Mi aspetto che N ~ S -3/2. Trovo una saturazione al disotto del flusso S0. L interpretazione data da Herschel è che non ci siano stelle con F<S0 ovvero S0 fornisce una stima della profondità della galassia nella direzione in esame: L d 0 = 4πS 0 <L> è la luminosità media delle stelle in esame (Herschel assunse che tutte le stelle avevano la stessa luminosità). Il motivo principale dell errore è la presenza della polvere che nasconde le stelle facendo apparire d0 più piccolo ed il Sole vicino al centro della Galassia. log N(>S) S0 saturazione ~S -3/2 log S 5

6 Kaptein & Shapley Jacobus Kaptein ( ) utilizzando i conteggi di stelle (distinti per tipo spettrale) conferma i risultati di Herschel: la Via Lattea è un disco schiacciato (~17 3 kpc) con il Sole ad una distanza di ~650 pc dal centro. Ottiene le dimensioni perché utilizza in modo statistico distanze basate su parallassi e moti propri. Trascura l assorbimento della polvere. Harlow Shapley ( ) stima le distanze di 93 ammassi globulari (Globular Clusters) utilizzando le relazioni Periodo-Luminosità di variabili RR Lyrae e W Virginis presenti negli ammassi e ne ricostruisce la distribuzione spaziale (non uniforme): il centro è nella costellazione del Sagittario a 15 kpc dal Sole; i GC più distanti sono a ~70 kpc dal centro; Galassia ha dimensioni ~100 kpc. zone of avoidance 6

7 Gli errori di Kaptein & Shapley Entrambi i modelli della nostra Galassia hanno dimensioni sbagliate per lo stesso motivo: non viene considerata l estinzione da polvere! Modello di Kaptein: la polvere nasconde le stelle più lontane vengono ottenute dimensioni minori per la galassia. Modello di Shapley: la magnitudine relativa di una stella è maggiore per gli effetti combinati di distanza ed estinzione trascurando l estinzione viene sovrastimata la distanza. d = 10 (m-m-a+5)/5 = d 10 -A/5 d distanza non corretta per estinzione Esempio: stella a d = 5 kpc; l estinzione nel disco galattico è AV~1 mag/kpc AV ~ 5 mag; d = d/10-1 = 10 d la distanza è sbagliata di un fattore 10! 7

8 La struttura della Galassia La Galassia ha 3 componenti principali: disco (stelle, gas, polvere); sferoide (bulge; stelle); alone (stelle, materia oscura). Il Sole si trova nel disco ad una distanza R0=8±0.5 kpc dal centro della Galassia. Sul piano del cielo, il centro Galattico si trova nella costellazione del Sagittario. 8

9 Disco Sferoidi Gas Neutro Thin Disk Thick Disk Bulge Alone Stellare Alone Oscuro M (10 10 M ) L (10 10 L ) M/LB (M /L ) 3 3 ~1 Diametro (kpc) > 200 Forma e -z/h z e -z/h z e -z/h z barra? r -3.5 (a 2 +r 2 ) -1 Lung. scala (kpc) σz (km/s) [Fe/H] > Età (Gyr) 0 14 < pre-gal.? La massa totale della galassia può arrivare a M entro r = 230 kpc. La luminosità totale della galassia è LB,tot = 2.3 ± L, Lbol,tot = L (~30% nell IR). [ Fe/H ] = log10(nfe/nh) - log10(nfe/nh) ; il Sole ha [F/H] = 0.

10 Popolazioni I e II Esistono due tipi di popolazioni stellari, facilmente distinguibili per l abbondanza dei metalli (elementi oltre He): Popolazione I, disco, ricche di metalli ( [Fe/H] ~ 0), relativamente giovani, piccola dispersione di velocità in z (σz); Popolazione II, alone, povere di metalli ( [Fe/H] ~ -2), vecchie (prima generazione di stelle nella galassia), grossa σz. In realtà la distribuzione di metallicità è continua con estremi che possono raggiungere -4.5 e A parità di tipo spettrale, le stelle ricche di metalli tendono ad essere più giovani delle stelle povere di metalli (relazione età-metallicità). 10

11 Popolazioni I e II t~16 Myr t~100 Myr Popolazione I: ammasso aperto delle Pleiadi (Z~Z ). In un ammasso (stelle tutte con la stessa età), il punto di turn-off dipende fortemente dall età dell ammasso (e dalla distanza m M). Dal fit del diagramma HR si può ricavare età, metallicità e distanza di una ammasso. Popolazione II: ammassi globulari 47 Tucanae ([Fe/H]=-0.71) M92 ([Fe/H]=-2.15) Il TO di M92, più vecchio, è più blu perchè l ammasso ha più bassa metallicità ( stelle più calde). t~12 Gyr t~13 Gyr 47 Tuc M92 11

12 Il Disco Diametro di ~50 kpc e composto di gas, polvere e stelle (Pop. I) in moto circolare attorno al centro galattico (piccola σz). Densità di stelle/gas ha andamento: N(r,z) ~ N0 e -r/hr e -z/hz z r Hr raggio scala (~3.5 kpc), Hz altezza scala Esistono 3 componenti del disco: disco giovane sottile (Hz~ 50pc), dove si trova il Sole e dove avviene al momento la formazione stellare; disco vecchio sottile (Hz~ 325 pc); disco spesso (Hz~ 1.4 kpc), regione intermedia tra disco e alone. Utilizzando la relazione Massa-Luminosità delle stelle: L/L = (M/M ) α (α~4 M > 0.5 M ; α~2.3 M < 0.5 M ). sostituendo M/LB ~3 M /L (disco sottile) e risolvendo per M si ottiene: M ~ 3 1/(1-α) M ~ 0.7 M per α~4 ovvero la luminosità del disco è dominata da stelle di piccola massa. 12

13 La densità di stelle nel disco La massa media delle stelle nel disco è ~0.7 M, la massa contenuta entro R0 (distanza Sole-centro galattico, R0 = 8 kpc; velocità circolare del Sole = 220 km/s) è ~ M per cui il numero di stelle entro R0 è: N = M M La densità media di stelle è: ρ = N πr 0 2 H z = π(8000 pc) 2 (650 pc) 1 stella pc 3 La distanza media tra le stelle è: d = =(ρ ) 1/3 = =1pc1 Il cammino libero medio è: λ = 1 ρ σ = 1 ρ π(2r ) 2 = 1 π(1 pc 3 )( cm) kpc Per una velocità tipica V* = 20 km/s (dispersione di velocità dei moti non circolari) il tempo che intercorre tra due collisioni è: t = λ V yr t Gal 13

14 Urti gravitazionali In realtà, la sezione d urto è maggiore di quella geometrica a causa dell attrazione gravitazionale. Come ordine di grandezza: V b σ geom = πb 2 = π(2r ) 2 V b V max σ grav = πb 2 = σ geom V 2 esc =2 GM R V esc 2 V 2 Si ricava da: 1) conservazione energia: V 2 2) conservazione momento angolare = Vmax V 2 esc V b = V max 2R Per una stella tipo sole Vesc = 620 km/s quindi σgrav ~ 500 σgeom ma il tempo tra le collisioni è sempre molto maggiore di Tgal. 14

15 Il Disco: Mezzo Interstellare Il disco sottile è ricco di gas e polvere che costituiscono il mezzo interstellare. Il mezzo interstellare è costituito da nubi dense e fredde di H2/HI in equilibrio di pressione con gas caldo (coronale). Componente Temperatura [K] Densità [atomi/m 3 ] Frazione in Massa Frazione in Volume Nubi molecolari ~45% 1% Nubi H I ~30% ~3% Mezzo intranubi ~20% ~30% Gas coronale % ~60% Costituenti principali H2; molti tipi di molecole; polvere H (neutro), H2; CO; altre molecole diatomiche; ~80% polvere H; ~20% H + ; altri atomi ionizzati H + ; tutti gli atomi fortemente ionizzati Regioni H II ~1% ~10% H + ; altri atomi ionizzati Nebulose Planetarie Resti di Supernovae piccolissima piccolissima H + ; altri atomi ionizzati piccolissima gas coronale H + ; tutti gli atomi fortemente ionizzati 15

16 Il Disco: Mezzo Interstellare Problema dell estinzione da polvere: si utilizza l emissione di HI a 21 cm (variazione spin e - nel primo livello eccitato di atomo H) per tracciare la distribuzione del gas neutro; righe molecolari (p.e. CO a 2.6 mm) per tracciare il gas molecolare. Emissione Far IR per tracciare la polvere (p.e. COBE, IRAS, ISO, Spitzer ecc.) NGC 891: galassia vista di taglio (edge-on) ritenuta simile alla nostra. Via Lattea vista dal satellite COBE 16

17 Il Disco di Gas e Polvere H2 e la polvere fredda sono collocati a 3-8 kpc dal centro con scala Hz ~90 pc; HI da 3 kpc fino a ~25 kpc con Hz ~160 pc nei dintorni del Sole (R = 8 kpc) che cresce fino a Hz~800 pc oltre 12 kpc. Il disco di HI mostra evidenza per una distorsione warp. Origine non chiara ma fenomeno abbastanza comune anche in altre galassie a disco. Warp Mappa HI: vista dall alto zone of avoidance 17

18 Il Disco: struttura a spirale Se si traccia una mappa del disco nelle nubi molecolari, nell HI o in oggetti relativamente giovani come stelle O e B, regioni HII, ammassi aperti, si osserva una struttura a spirale ben delineata. La formazione stellare avviene prevalentemente lungo i bracci della spirale. I bracci a spirale sono comuni nelle galassie a disco esterne. 18

19 Lo Sferoide (Bulge) Le stelle sono distribuite in un ellissoide triassiale (presenza di una barra). Il moto delle stelle è prevalentemente caotico (non ordinato come nel disco). La brillanza superficiale segue la legge di de Vaucouleurs: 1 I r 4 log = I e r e re, raggio efficace (contiene 1/2 di Itot) e vale re~0.7 kpc (COBE). Forte estinzione verso il centro galattico (AV~30 mag). Abbondanze -1 < [Fe/H] < +1, media ~0.3 ~2 volte solare. Nel bulge coesistono popolazioni stellari giovani (Variabili Mira, < 10 Gyr) e vecchie (RR Lyrae, povere di metalli). b c a a > b > c 2MASS 19

20 L Alone Distribuzione approssimativamente sferica. Composto da ammassi globulari (> 100 noti), stelle ad alta velocità e materia oscura. Abbondanze: [Fe/H] < -0.8 (Pop. II alone sferico) Disco Bulge b c Alone a [Fe/H] > 0.8 associate al thick disk Densità di stelle: n halo (r) =n 0,halo r 3.5 L alone di materia oscura ha densità: ρ(r) a 2 + r 2 1 con a~2.8 kpc. Oltre ~3 kpc, andamento di sfera isoterma. Di cosa è costituta la materia oscura? WIMPs (Weakly Interacting Massive Particles) MACHOs (Massive Compact Halo Objects): esperimenti di microlensing lo hanno escluso ( prossime lezioni). 20