Docente: Alessandro Melchiorri e.mail: Sito web per le slides: oberon.roma1.infn.it/alessandro/astro2015/

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1 Astronomia Lezione 17/12/2015 Docente: Alessandro Melchiorri e.mail: Sito web per le slides: oberon.roma1.infn.it/alessandro/astro2015/

2 Astronomia Lezione 17/12/2015 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

3 Stelle Variabili Alcune 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.

4 Variabili a Lungo Periodo L esempio classico di una variabile a lungo periodo è Mira (o) Ceti, scoperta da Fabricius nel E una gigante rossa con un periodo di variabilità di 333 giorni. La magnitudine assoluta varia da -2.5 a Le stelle variabili di lungo periodo conosciute sono circa 6000 e il periodo varia tra 80 e 1000 giorni. Molte di queste sono irregolari.

5 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 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, giorni W Virginis, periodi maggiori RV Tauri.

6 Variabili Cefeidi

7 Variabili Cefeidi

8 IL massimo della luminosità si ottiene quando la stella si sta espandendo con la massima velocità. La velocità può essere misurata tramite misure Doppler delle righe della stella.

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10 RR-Lyrae Variabili RR Lyrae Le stelle variabili di tipo RR-Lyrae sono stelle periodiche che si trovano essenzialmente negli ammassi globulari. Hanno masse dell ordine di meta di quella del Sole. Sono stelle vecchie e di popolazione II Sono 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.

11 Ammassi Stellari

12 Ammassi Globulari Esempio: M80 contiene circa Stelle e dista anni luce dal Sole. Se ne conoscono nella nostra galassia circa 200 e si distribuiscono in modo più o meno sferico intorno al centro.

13 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.

14 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 cefeidi In M31 maggiore e quindi una distanza di M31 minore (vedremo costante di Hubble maggiore).

15 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!!!

16 Intorno al 1910 Henrietta Leavitt scopre che le Luminosita delle stelle variabili cefeidi si dispongo in funzione del loro periodo di luminosita secondo una legge del tipo: M 2.78 log 10 ( P) 1.35

17 La debole banda di luce della Via Lattea è la luce delle stelle nel piano della nostra Galassia vista dall interno.

18 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)

19 Quanto e grande la nostra Galassia? Mappa della nostra galassia fatta da Herschel nel Il Sole e al centro.

20 Tra il 1914 e il 1920 Harlow Shapley, all epoca all osservatorio di Mt. Wilson, usa le variabili cefeidi per stimare il diametro della nostra galassia. Secondo Shapley la nostra galassia era di un diametro di circa anni luce. Nel 1920 nacque un dibattito famoso tra Shapley e Heber Curtis del Lick observatory. Secondo Curtis Le variabili cefeidi non erano attendibili, la galassia era molto piu piccola ( anni luce) ed il Sole quasi al suo centro.

21 La Via Lattea nel vicino infrarosso Sferoide nucleare Disco Nubi di Magellano (galassie satelliti)

22 La Via Lattea nel lontano infrarosso

23 Dall esterno, la nostra Galassia potrebbe essere molto simile al suo vicino più grande, la galassia di Andromeda (o M31).

24 Composizione della Via Lattea Le più importanti componenti della Galassia sono: 1. Disco 2. Sferoide (nucleo) 3. Alone

25 Le popolazioni stellari La 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).

26 Struttura della galassia: il disco Disco diametro ~50 kpc; spessore ~500 pc; caratterizzato da braccia a spirale. Braccia a Spirale gran parte delle stelle sono di popolazione I; contengono gran parte del gas; molte stelle luminose di tipo O e B, e regioni HII; nubi molecolari giganti; ammassi aperti. Formazione stellare in corso.

27 Struttura della galassia: sferoidi Alone diametro ~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

28 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.

29 Traccianti della struttura a spirale

30 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.

31 Struttura a spirale della galassia Sono stati identificati 4 braccia a spirale principali: Perseo, Cigno, Sagittario e Croce- Scudo. Esistono anche diverse braccia minori (Orione e Centauro) Il Sole si trova al bordo di uno di questi (Orione)..

32 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.

33 I Moti Orbitali nella galassia Le 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.

34 Moti orbitali nel disco

35 L orbita del Sole

36 La curva di rotazione galattica

37 Distribuzione di massa nell Alone

38 La massa totale della galassia

39 Il centro galattico

40 Visione nel radio del GC

41 Stelle al centro della Via Lattea

42 Il buco nero al centro della Galassia

43 Il centro galattico negli X

44 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.

45 Nel 1920 l ex custode di Mt. Wilson ed ex carovaniere Milton Humason ma che all epoca faceva pratica di fotografie sotto Shapley, mostro proprio a Shapley alcune lastre di M31 con indicate a penna alcune possibili stelle variabili. Shapley con pazienza spiego a Humason che M31 era una nube di gas e che non potevano essere delle stelle e cancello i segni di Humason.

46 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 anni luce.

47 Dimensioni angolari di Andromeda se la guardassimo con un telescopio come HST.

48 Il Gruppo Locale

49 Andromeda e galassie satelliti

50 Le Galassie

51 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

52 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.

53 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).

54 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 ).

55 Alcune proprieta delle galassie

56 Classificazione di Hubble

57 Curve di rotazione e masse

58 Curva di rotazione e masse La velocita NON scende! Evidenza di alone di materia oscura

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60 Ammassi di Galassie

61 Galassie Interagenti

62 Galassie Interagenti

63 Collisioni tra Galassie

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65 Ammassi e lenti gravitazionali

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67 Ammassi e gas caldo

68 Collisioni tra ammassi

69 Bullet Cluster