Astronomia Lezione 23/1/2012

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1 Astronomia Lezione 23/1/2012 Docente: Alessandro Melchiorri Slides: oberon.roma1.infn.it/alessandro/ Libri di testo: - An introduction to modern astrophysics B. W. Carroll, D. A. Ostlie, Addison Wesley - The Physical Universe, an introduction to Astronomy F. Zhou, University Science Books - Elementi di Astronomia, P. Giannone.

2 La nostra galassia: La Via Lattea

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

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

5 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)

6 Distanza di Luminosita A 4 r 2 f L 2 4 r Conoscendo la luminosita intrinseca di un oggetto e misurando il flusso Possiamo risalire alla sua distanza di luminosita.

7 Come facciamo a conoscere la luminosita intrinseca? Intorno al 1910 Henrietta Leavitt scopre che le Luminosita delle stelle variabili cefeidi della Piccola nube di Magellano si dispongo in funzione del loro periodo di luminosita secondo una legge Del tipo: M 2.78log10( P) 1.35

8 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.

9 Gli ammassi globulari Esistono circa 200 ammassi globulari nella Galassia. Sono ammassi di 5 10^4-10^6 stelle: diametro ~25 pc; tenuti insieme dalla gravità; stelle vecchie (parte bassa della sequenza principale). Distanze da: relazione periodo luminosità delle Cefeidi e tecniche statistiche (vedremo Prossima lezione). Il centro della distribuzione degli ammassi globulari identifica il centro della Galassia Il Sole si trova sul piano galattico a ~8 kpc dal centro della Galassia

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

11 La Via Lattea nel lontano infrarosso

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

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

14 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).

15 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.

16 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

17 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.

18 Traccianti della struttura a spirale

19 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.

20 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)..

21 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.

22 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.

23 Moti orbitali nel disco

24 L orbita del Sole

25 La curva di rotazione galattica

26 Distribuzione di massa nell Alone

27 La massa totale della galassia

28 Il centro galattico

29 Visione nel radio del GC

30 Stelle al centro della Via Lattea

31 Il buco nero al centro della Galassia

32 Il centro galattico negli X

33 Il Gruppo Locale

34 Andromeda e galassie satelliti