03b - Principi di Astrofisica La Via Lattea Il centro Galattico

Transcript

1 03b - Principi di Astrofisica La Via Lattea Il centro Galattico AA 2011/12 Le Galassie Esterne 1

2 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.

3 Distanza dal centro Galattico La distanza (D) del Sole dal centro galattico è un parametro fondamentale per capire la struttura della nostra Galassia. Vari metodi per determinarla. Determinazione del centro di una distribuzione di stelle o ammassi: distribuzione degli ammassi globulari nell alone (D da RR Lyrae); distribuzione di stelle nel bulge (D da Variabili Mira, L~5000 L ); proprietà cinematiche di Cefeidi, stelle O e B, regioni HII nel disco (orbite circolari il cui centro coincide col centro galattico). Misure dirette da stelle o altro tipo di sorgenti che si trovano attorno al centro galattico ( buco nero al centro della galassia).! R0 = 8.0 ± 0.5 kpc recentemente (2009 see paper) rivisto in R0 = 8.2 ± 0.5.

4 Il Centro Galattico AV=30 verso il Centro Galattico FV(Osservato) / FV(Emesso) = 10 (-0.4A V ) = 10-12! Le osservazioni nel visibile sono impossibili. Piano del Disco Galattico Centro Galattico

5 Osservazioni radio ( λ = 90 cm ) Piano del Disco Galattico Sgr A* Sagittarius A

6 Moto proprio di Sgr A* Sgr A* mostra una parallasse secolare dovuta alla rotazione Sole attorno centro galassia (moto del Local Standard of Rest, VLSR=220 km/s). Tenuto conto del moto del LSR, Sgr A* ha moto proprio VSgrA*< 8 km/s Stelle intorno a Sgr A* hanno masse e velocità tipiche di 10 M e 1000 km/s. Se Sgr A* ha la stessa energia cinetica di queste stelle: ½ MSgrA* VSgrA* 2 = ½ M* V* 2 ½ MSgrA* (8 km/s) 2 > ½ 10 M (1000 km/s) 2 MSgrA* > M Sgr A* deve essere un oggetto molto massiccio! Moto del LSR (V=220 km/s)

7 Il Centro Galattico nell IR AK~AV/10~3 verso il Centro Galattico FK(Osservato) / FK(Emesso) = 10(-AK/2.5) = ! Si può osservare in K (2.2μm). Piano del Disco Galattico Ammasso di Stelle nel centro galattico! Centro Galattico Le osservazioni da terra sono disturbate dal seeing che permette solo di studiare le orbite di poche stelle brillanti!

8

9

10 Ottiche adattive LBT - INAF - Mt. Graham - Arizona

11

12 Osservazioni in banda K (2.2 μm) Seeing Limited Diffraction Limited (AO in K, 8m Tel) Stella di riferimento per Ottica Adattiva SgrA* Osservazioni con ottiche adattive: permettono di ottenere alta risoluzione spaziale ( 0.06 limite di diffrazione di un telescopio di 8m in K); permettono di risolvere le singole stelle e di misurarne le posizioni sul cielo con errore inferiore a 0.01.

13 Misura della velocità delle stelle Piano del Cielo V y V Z Osservatore V X Dagli spettri delle singole stelle si può misurare delle velocità lungo la linea di vista VZ grazie all effetto Doppler. In figura esempi di spettri di stelle nella regione del centro galattico. La posizione delle righe di assorbimento stellari fornisce la direttamente VZ.

14 Misura della velocità delle stelle Piano del Cielo V y V Z Osservatore V X V X = Δx / Δt = D Δα/ Δt V Y = Δy / Δt = D Δδ/ Δt D Distanza Centro Galattico Dai moti propri delle stelle (variazione della posizione delle stelle nel tempo) si ottiene le componenti della velocità nel piano del cielo VX, VY. Si misurano i moti propri (spostamento angolare in funzione del tempo) da cui si ottengono le velocità introducendo D, distanza dal centro galattico.

15 Traiettorie Curve = Accelerazioni 3D structure Dec-offset (arcsec) x0=+2.5mas y0=-2.1 mas M o =3.68±0.2x10 6 M(sun) (R o = 8 kpc) S17 S08 S14 S12 S13 S8 S2 S RA-offset (arcsec) I vettori accelerazione si intersecano alla posizione di Sgr A*.

16 Misura della Massa del BH (1) Orbita della stella S2:!!! si applica F=Ma; si tiene conto degli effetti di proiezione (il piano orbita non è necessariamente sul piano del cielo); si ottiene x(t), y(t), vx(t), vy(t), vz(t) in funzione dei parametri liberi (tra cui MBH, D); si determina il best fit dei dati osservati per ottenere i parametri liberi.!!!!! MBH M Distanza centro galattico: 7.9±0.42 kpc Periodo 15.2 anni Eccentricità 0.87 Semi-asse maggiore cm 103 AU

17 The motion of the stars around Sgr A*

18 Misura della Massa del BH (2) Consideriamo un sistema di particelle in interazione gravitazionale legato ed in equilibrio. Si può dimostrare che <U>+2<K>=0 (Teorema del Viriale) dove <U> è l energia gravitazionale media totale del sistema (sul tempo) e <K> è l energia cinetica totale media. V 2 (R) [km/s] Moto per massa MBH in 0.01 pc Indichiamole per semplicità con U e K ed applichiamo il T. del Viriale:! stelle GM enc (R)M R = 2 stelle Distanza dal Centro Galattico (pc) 1 2 M V 2 (R)

19 Misura della Massa del BH (2) Massa in Stelle (VISIBILE) Massa dal Teorema del Viriale (VISIBILE+OSCURA) Massa puntiforme Massa estesa Massa puntiforme è M confinata in pc. È >> massa osservata in stelle e gas massa oscura. Densità > M pc -3 È un Buco nero! L ammasso di stelle attorno al BH ha una densità centrale di M pc -3 ad una distanza di 0.1.

20 Flares Infrarossi di Sgr A* Sono stati osservati flares periodici con periodo di 17±2 minuti

21 The strange case of Sgr B2 SgrB2 is a giant molecular cloud at ~100pc projected distance from the SgrA*, with a radius of 7 pc (3.5) The spectrum of SgrB2 is a pure reflection spectrum Reflection of what? No bright enough source is there!!! Sunyaev et al The emission from SgrB2 is extended and brighter in the direction of the BH (Murakami 2001). INTEGRAL Image of GC (Revnivtsev 2004) Is SgrB2 echoing past emission from the BH, which was then active in the past (e.g. Koyama et al. 1996)???

22 Was the GC an AGN a few hundreds years ago? X-ray polarimetry can definitively proof or reject this hypothesis. SgrB2 should be highly polarized with the electric vector perpendicular to the line connecting the two sources. Reid et al. (2009) Measurable with NHXM!