Astronomia Lezione 25/1/2012

Docente: Alessandro Melchiorri e.mail:alessandro.melchiorri@roma1.infn.it 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.

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 postsequenza. 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.

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 100000 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, 10–20 giorni W Virginis , periodi maggiori RV Tauri .

Variabili Cefeidi

Il fenomeno di oscillazione (espansione, contrazione) è un fenomeno limitato alla sola superficie stellare e non è dovuto ad alcun mutamento nella quantità di energia prodotta dalle fusioni nucleari che avvengono nelle regioni più interne delle strutture. Quando una stella con le caratteristiche strutturali delle cefeidi attraversa nel diagramma H-R la cosiddetta striscia di instabilità gli strati esterni diventano instabili, cioè una perturbazione dallo stato di equilibrio tende a propagarsi piuttosto che a smorzarsi, e questa instabilità è la causa dell'innesco del meccanismo di pulsazione. Questa condizione di instabilità non è però in grado da sola di spiegare il ciclo pulsazionale della stella e la sua ripetizione nel tempo, in quanto sarebbe lecito attendersi che l'energia persa per dissipazione nel ciclo pulsazionale possa mettere fine alla pulsazione stessa. Bisogna allora tener conto dell'abbondanza di He+ nella loro atmosfera e dei fenomeni di ionizzazione e ricombinazione che avvengono a causa dell'aumento (diminuzione) di temperatura e pressione. La potente radiazione generata dalla stella ionizza una piccola frazione dell' He+ a He+2, che è molto più opaco alla radiazione. L'atmosfera inizia a bloccare una parte della radiazione uscente, diventa più calda e inizia ad espandersi. Un'atmosfera più calda ed estesa causa un aumento della luminosità della stella. L'atmosfera espansa presto inizia a raffreddarsi, e l'He+2 si ricombina in He+. Adesso l'atmosfera è di nuovo relativamente trasparente, perde calore e si restringe. L'intero processo riparte ora dall'inizio.

Variabili Cefeidi

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.

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).

Parallasse Spettroscopica

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 !!!

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:

35.1)(log78.2 10 PM

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 150.000 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 (30.000 anni luce) ed il

Sole quasi al suo centro.

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.

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.

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 800.000 anni luce.

Le Galassie

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

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.

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).

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”).

Alcune proprieta’ delle galassie

Classificazione di Hubble

La Scala delle distanze

Relazione di Tully-Fisher

Il teorema del viriale permette di mettere in relazione la massa di una galassia con le sue proprietà cinematiche. Se si assume l’esistenza di una relazione tra massa e luminosità, è possibile quindi assegnare una luminosità alle galassie sulla base delle loro proprietà cinematiche. Esistono due relazioni empiriche di questo tipo: Legge di Tully-Fisher: lega la velocità di rotazione del disco delle galassie a spirale alla loro luminosità assoluta. (Bisogna stimare l’orientazione del disco per ottenere la vera velocità di rotazione). Nella relazione di Tully Fisher la luminosita’ e’ proporzionale Alla quarta potenza della velocita’ di rotazione (L=180 V^4 se V e’ misurata in Km/s) La legge di Faber-Jackson e’ l’analogo per le galassie ellittiche: lega la luminosità assoluta delle galassie ellittiche alla dispersione di velocità delle stelle (L~σ^4)

Alcune SN-Ia recenti

Tutte le SN-Ia presentano curve di luce simili. Hanno tutte una Magnitudine assoluta di picco molto simile intorno a -19.3 Circa 5 miliardi di volte Piu’ luminose del Sole !

Le SN-Ia pero’ non Sono veramente delle Candele standard. Pero’ e’ possibile ri-calibrarle Usando la relazione di Phillips (empirica). Piu’ veloce e’ la decrescita in luminosita’ meno luminosa e’ la supernova.

Supernovae Ia come candele standard relazione di Phillips

Ricalibrazione delle curve di luce

La Legge di Hubble

Distanze con la legge di Hubble

1929: H0 ~500 km/sec/Mpc

2001: H0 = 727 km/sec/Mpc

Esempio: distanza di M87

Curve di rotazione e masse

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

Ammassi di Galassie

Galassie Interagenti

Galassie Interagenti

Collisioni tra Galassie

Ammassi e lenti gravitazionali

Ammassi e gas caldo

Collisioni tra ammassi

Bullet Cluster