Astronomia Lezione 15/1/2016 Docente: Alessandro Melchiorri e.mail:alessandro.melchiorri@roma1.infn.it Sito web per slides lezioni: oberon.roma1.infn.it:/alessandro/astro2015/ Libri di testo consigliati: - An introduction to modern astrophysics B. W. Carroll, D. A. Ostlie, Addison Wesley - Universe, R. Freedman, w. Kaufmann, W.H. Freeman and Company, New York - Introduction to Modern Cosmology, B. Ryden, Addison-Wesley
Anisotropie del Fondo Cosmico Quattro meccanismi sono alla base delle formazione delle anisotropie: Gravità (Effetto Sachs-Wolfe) Fluttuazioni intrinseche (Adiabatiche) Effetto Doppler Potenziali variabili nel tempo (Effetto Sachs-Wolfe integrato) T n g z 0 n v b e H 1 dz T 0 Gravità Adiabatico Doppler ISW
Hu, Sugiyama, Silk, Nature 1997, astro-ph/9604166 4
Parametri cosmologici e CMB Densità Materia Oscura Densità Materia Barionica
Constraining Cosmological Parameters with CMB
L universo è formato da radiazione (ρ~1/a4), materia (ρ~1/a³) e da una costante cosmologica (ρ~cost) L equazione di Friedmann può essere riscritta come: H2 H0 2 r,0 a4 m,0 a3,0 1 0 a2 Durante l espansione dell universo, ci sono state delle fasi in cui una delle componenti dominava sulle altre: t t r,m ( 47 kyr ) t r,m t t m, t t m, ( 9.8Gyr ) radiazione materia costante cosmologic a
Era della Nucleosintesi Primordiale 13,7 miliardi di anni fa: Big Bang
Andamenti delle abbondanze primordiali di D, 3He, 4He e 7Li previsti dal modello teorico e confrontati con alcune misure recenti Lo spessore delle linee e un errore intrinseco della nucleosintesi dovuto alle incertezze sulla vita media del neutrone scale logaritmiche misure ricavate dalla CMB
La catena della nucleosintesi inizia con la formazione del deuterio: n p D D n Quando T<0.1Mev la fotodissociazione inizia la produzione di elementi più pesanti n D 3 He p 3He 4 He p D 3 He n 3He 4 He D D 4 He p diventa inefficiente
Dopo circa 5 minuti, la maggior parte dei neutroni è andata a formare nuclei di 4He, mentre molti protoni sono liberi Sono prodotti anche D, 3 He e 7Li, ma in quantità molto meno significative A
Le abbondanze primordiali degli elementi leggeri sono alterate dall evoluzione chimica a cui le stelle sono soggette L alterazione avviene in due direzioni opposte produzione di tali elementi nelle stelle aumento della frazione di massa distruzione di tali elementi da parte delle stelle diminuzione della frazione di massa
prodotto durante la nucleosintesi tramite BARIOMETRO IDEALE n p D nessuno dei processi astrofisici noti è in grado di produrre deuterio viene distrutto dalle stelle e convertito in 3He Si osservano regioni con una bassa metallicità, e se ne analizzano gli spettri di assorbimento serie di Lyman
QSO si osservano nubi di idrogeno neutro interposte tra una sorgente (QSO) e l osservatore QSO 1937-1009, Z=3.572 mediando 5 valori ottenuti da QSO s differenti si è ottenuto (Kirkman et al., 2003, Steigman 2004): D 2.6 0.4 10 5 H
ISM i valori ottenuti sono inferiori ai precedenti a causa delle presenza di stelle Chengalur, Braun e Burton(1997), osservando in direzione opposta al centro galattico, hanno ottenuto: D 3.9 1.0 10 5 H Sistema Solare Libowich (2000), osservando in direzione del centro galattico, ha ottenuto: > > D 1.7 0.3 10 6 H tranne nel Sole, i valori trovati dovrebbero essere molto vicini a quelli primordiali dall atmosfera di Giove (Mahaffy et al. 1998), è stato ottenuto: vento solare (Gloecker, 1999), è stato ottenuto: D 2.6 0.7 10 5 H D 1.94 0.36 10 5 H
prodotto durante la nucleosintesi tramite 3 3 D p He D D He n, Competizione di due processi tra loro opposti: viene prodotto dalle stelle durante la loro evoluzione viene bruciato dalle stelle e convertito in 4He gradiente di metallicità a seconda della zona di cielo osservata gradiente per la frazione di massa 3He
Si adotta come limite superiore per l abbondanza primordiale, quella misurata nelle regioni HII più distanti dal centro galattico e povere di metalli valore ricavato da WMAP 3 3 He 1.1 0.2 10 5 H He H 1.04 0.04 10 5 Debole dipendenza dell 3He da η ne limita l utilizzo come bariometro
prodotto durante la nucleosintesi tramite 3 H p 4 He 3 4 He n He 3 4 H D He n 3 H D 4 He p Il valore dell abbondanza di questo elemento misurato attualmente, Y0, non corrisponde a quello primordiale, Yp. L 4He viene, infatti, prodotto dalle stelle, a partire dall idrogeno Y0 > Y P
I dati più significativi sono stati raccolti osservando le linee di emissione dell idrogeno e dell elio provenienti da regioni HII extragalattiche, a basso contenuto metallico misura effettuate da Izotov & Thuan (IT, 1999) con il Keck telescope, hanno condotto al valore: Misure della frazione di massa primordiale di 4He, negli anni 1978-2004. La linea continua rappresenta il valore predetto dal SBBN/WMAP SBBN/WMAP Y pit 0.2452 0.0015 Olive & Skillman (OS, 2004), hanno trovato: Y pos 0.2472 0.0035
prodotto durante la nucleosintesi tramite 4 He 3H 7 Li Competizione di due processi tra loro opposti: viene prodotto in quantità significative durante l evoluzione stellare un parte di esso viene, però, distrutto all interno delle stelle
Abbondanza del litio log(li) [Li] 12+log(Li/H) in funzione della metallicità (V. V. Smith) L andamento globale della frazione di massa è quello di aumentare progressivamente con il tempo Spite Plateau Nello Spite Plateau (aloni caldi di alcune stelle della Galassia povere di metalli) l abbondanza del 7Li è pressoché uniforme
valore misurato nello Spite Plateau ( Bonifacio et al. 2002) Li 46 2.19 00..38 10 10 H 7 dati provenienti da stelle in ammassi globulari (Bonifacio & Molaro, 1997) Li 2.19 0.01 10 7 valore ricavato osservando 62 aloni di stelle (Melendez&Ramirez, 2004) SBBN Li 7 p Li 7 p 10 2.37 0.05 10 10 10 2.65 00..05 10 06
Secondo il Modello Cosmologico Standard, Standard le abbondanze primordiali di questi elementi dipendono da un solo parametro: l abbondanza di barioni, η Limiti posti sulla densità di barioni ricavati dalle misure della CMB e dalle abbondanze di Deuterio ed Elio
Possibili argomenti per argomenti a scelta L'esame è solo orale. orale Si inizia con un argomento scelto da voi sul quale dovete prepararvi un discorso di 10 minuti (con formule etc). Il discorso puo' essere fatto alla lavagna oppure potete prepararvi una presentazione. Se vi preparate una presentazione: 1) Mandatemil.pdf via e-mail il giorno prima, 2) Non prendete troppo dalle slides del corso, 3) portatevi un laptop su cui fare la presentazione (niente pennette). L'argomento lo potete scegliere da voi (ma chiedetemi via mail se va bene) oppure lo potete scegliere tra questi: 1- Coordinate celesti (diversi sistemi e formule per passaggio da un sistema all'altro. 2- Metodi di misure di distanze in astronomia (parallassi, cefeidi, supernovae, TF, Hubble,..) 3- Diagramma HR: significato fisico, classi spettrali e classi di luminosità, applicazioni. 4- Stelle binarie: classificazioni, metodi di rivelazione, relazione L/M per stelle di s.p. 5- Evoluzione stellare: dalla sequenza principale a SN, nane bianche, buchi neri e pulsars. 6- Fusione all'interno delle stelle: ciclo PP, CNO,... Picco di Gamow. 7- Atmosfere stellari: spettri di assorbimento, eq. Saha, eq Boltzmann, abbondanze. 8- Galassie, ammassi di Galassie. 9- Cosmologia: equazione di Friedmann, stati evolutivi dell'universo. 10- Cosmologia, prove del modello del Big Bang: CMB e BBN.. Dopo l'esposizione dell'argomento a scelta ci saranno delle domande su uno di questi argomenti.
Links utili in rete 1- xxx.arxiv.org contiene nella sezione astrophysics praticamente tutti gli articoli scientifici in astrofisica pubblicati negli ultimi 20 anni. 2- https://ui.adsabs.harvard.edu/ database della NASA. Ha articoli anche più vecchi. 3- http://inspirehep.net/ database del Fermilab (ha articoli più di particelle). Potete divertirvi ad inserire il nome di un professore e vedere quanti articoli ha scritto, su cosa e con chi.
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Buon Viaggio!