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Presentazione di Di Gesu Laura: Esame di Astronomia Extragalattica.

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1 Presentazione di Di Gesu Laura: Esame di Astronomia Extragalattica

2 PRESENTAZIONE In questa presentazione vedremo: Quali sono le modalità di sintesi degli elementi chimici nelle stelle. Quali sono le modalità di sintesi degli elementi chimici nelle stelle. Alcuni semplici modelli che descrivono levoluzione chimica di galassie a disco come la MW (Ref:Galactic Dynamics,Galactic Astronomy) Alcuni semplici modelli che descrivono levoluzione chimica di galassie a disco come la MW (Ref:Galactic Dynamics,Galactic Astronomy) Conclusioni più recenti riguardo allevoluzione chimica della nostra Galassia (Ref: Matteucci 2008) Conclusioni più recenti riguardo allevoluzione chimica della nostra Galassia (Ref: Matteucci 2008)

3 Si distingue tra: Nuclidi primari: si formano nelle stelle a partire unicamente da H e He Nuclidi secondari:sintetizzati a partire da nuclidi primari formati in una generazione precedente di stelle α nuclides 20 Ne, 24 Mg, 28 Si, 32 S, 36 A, 40 C Si formano nella fase di fusione di C e O Iron peak nuclides Sc,Ti,V,Cr,Mn,Fe,Co,Ni, Cu (40

4 M ms < 5-9 M Θ : formano un core degenere di C e O diventano delle white dwarf. Rilasciano nel mezzo non solo He,ma anche elementi α,C,O sintetizzati nel core stellare e portati nellinviluppo dai moti convettivi nella fase di gigante. M ms >5-9 M Θ :formano core-collapse Sne.Dal punto di vista spettrale queste Sne sono di tipo II (contegono righe dellH nello spettri) e di tipo Ib (non contengono righe H,ma contengono righe di Si + ).Rilasciano nel mezzo ogni tipo di elemento (elementi α, iron-peak,H,He,C,O,r-s nuclei) Modalità di collasso : si definisce un raggio limite oltre il quale tutto viene espulso. Londa di shock responsabile dellespulsione di materia degli strati interni provoca un violento burst di reazioni nucleari che producono Iron- peak element.In questa fase,questi elementi subiscono unintenso bombardamento di neutroni che dà luogo a processi r. Negli strati più esterni si trovano invece elementi sintetizzati nella fasi precedenti della vita stellare:C,O, α element,e s-element

5 Sne date da WD in sistemi binari. Esistono due possibili modelli per i loro progenitori In questo caso il collasso è provocato da unonda di deflagrazione,che si propoga nella stella alla velocità del suono,e che,in meno di un secondo,converte circa metà del carbonio e ossigeno in elementi del gruppo del ferro QUESTE Sne PRODUCONO FINO A 5-10 VOLTE PIU FERRO RISPETTO ALLE cc-Sne,MA LA LORO ESPLOSIONE AVVIENE CON UN TEMPO SCALA SUPERIORE.

6 Single Degenerate Scenario (SDS) : WD+MS star o Red Giant.Lesplosione avviene quando la WD raggiunge la M Ch attraverso laccrescimento di materiale dalla compagna.Il tempo- scala dell esplosione è fissato dal tempo di vita della WD: (T>0,03 Gyr)

7 Double Degenerate Scenario (DDS) : merging di due CO-WD con masse dellordine di 0,7 M Θ,dovuto alla perdita di momento di angolare come conseguenza dellemissione di onde gravitazionali.Il tempo-scala dellesplosione è dato della stella secondaria più il tempo necessario per il merging (T>0,04 Gyr)

8 ONE ZONE MODEL :IPOTESI Sistema chiuso:flusso nullo ingresso e in uscita Gas ha metallicità iniziale nulla IMF costante nel tempo Distribuzione del gas omogenea in ogni istante IRA(Istantaneous Recycling Approximation):tutte le stelle con massa superiore a 1M Θ muoiono immediatamente,mentre tutte le altre vivono per sempre.

9 Metallicità del gas Massa delle stelle Massa creata nella nuova generazione di stellle Massa che resta dopo che le Sne sono esplose

10 Supponiamo che ogni generazione di stelle restituisca al mezzo nella forma di metalli una certa frazione p della propria massa. Inoltre parte del mezzo viene consumato dalla formazione delle nuove stelle.Complessivamente la variazione di metallicità del del gas in ogni singola generazione stellare è data da:

11 L a conseguente variazione della metallicità,sapendo che se la massa è conservata vale che δMs=- δMg,è:

12 Integrando lequazione trovata si trova landamento della metallicità in funzione del tempo: Questo modello predice dunque una correlazione lineare tra metallicità del mezzo e logaritmo del rapporto tra massa totale e massa gassosa.

13 Nelle galassie a disco si osserva un gradiente negativo di metallicità: Z decresce dallinterno verso lesterno Sappiamo che la frazione di gas è maggiore in periferia che allinterno La legge appena trovata predice una metallicità maggiore dove la frazione gassosa è minore Non si riece però a giustificare la pendenza osservata: p tende a variare allinterno di una singola galassia in funzione del raggio e della metallicità stessa

14 Il modello a one zone predice che nellintorno solare che allincirca metà delle stelle presenti abbiano una metallicità bassa (Z<0,25 Z Θ ) In realta solo il 2% di tutte le stelle del disco ha una metallicità così bassa

15 Ricavo M(t1) e p invertendo la Z(t) appena trovata: Ottengo quindi che :

16 Inserisco i numeri: Risulta :

17 Rimuovere lipotesi di metallicità iniziale nulla DISK-SPHEROID MODEL ACCRETION MODEL Rimuovere lipotesi di isolamento totale dellanello

18 La nostra galassia è formata da uno sferoide e da un disco sottile Il bulge si è formato circa 10 Gyr fa.In quella stessa epoca le Sne esplosero arrichendo il mezzo di metalli Il disco è invece più giovane LIDEA E QUINDI CHE IL MATERIALE DA CUI SI FORMO IL DISCO POSSEDESSE UNA METALLICITA INIZIALE NON NULLA

19 Se la metallicità iniziale è non nulla,il problema delle G-Dwarf viene eliminato. Vediamo come si modifica il risultato appena calcolato: Usiamo i valori attuali per calcolare p,assumendo che la metallicità iniziale sia 0,25 Z Θ. RISULTATO IN RAGIONEVOLE ACCORDO CON LA STIMA PRECEDENTE !

20 Ma come possiamo stimare la vera metallicità iniziale del disco? Deriveremo una semplice relazione tra la massa di elementi pesanti prodotta dal bulge e la sua luminosità attuale.

21 Il bulge ha un età di circa 10 Gyr Le stelle del bulge sono coeve Pertanto la luminosità attuale attuale del bulge deriva principalmente da stelle che si trovano ora nel ramo delle giganti In queste condizioni vale la seguente relazione (Galactyc Dynamics,cap 19): Dove x,K sono parametri della IMF,M GB è la massa delle stelle che oggi entrano nel ramo delle giganti e E GB è lenergia che emettono

22 Dividendo tra loro queste due relazioni trovo che: Dove: α = 0,1, x= 1,4, M GB =0,85 M Θ, E GB =2, L Θ /yr, M Z =9 M Θ Ora posso trovare la metallicità iniziale del disco, il rapporto massa luminosità del disco (γ=5) e il rapporto tra le luminosità di disco e bulge(D/B)=6)

23 Immaginiamo che inizialmente,levoluzione chimica del sistema proceda in modo isolato:ad un certo momento,il gas avrà metallicità solare,e circa metà delle stelle del disco avranno Z<0,25 Z Θ Supponiamo ora che la galassia accresca gas primordiale dallesterno esattamente con lo stesso tasso con cui il gas viene convertito in stelle. Aggiungiamo una certa massa δM di gas:in equilibrio,una massa esattamente uguale di gas viene convertita in stelle e una quantità pδM di metalli viene rilasciata LEFFETTO COMPLESSIVO,SARA QUELLO DI RIMUOVERE GAS A METALLICITA Z,RESTITUENDOLO A METALLICITA p. SE LACCRESCIMENTO PROSEGUE,LA METALLICITA DEL MEZZO SI ASSESTERA A p.

24 Matematicamente,lequazioni precedenti sono ancora valide,ma la massa non è più conservata

25 Integrando lequazione differenziale appena trovata,nel caso più semplice (M g = cost, Z i =0),troviamo il nuovo andamento di Z: Ricalcoliamo il numero di stelle con Z

26 La Via Lattea presenta 4 popolazioni stellari principali: ALONE: basse metallicità,([Fe/H]=-1,5) e orbite eccentriche BULGE: largo range di metallicità (-1,25<[Fe/H]<-0,25) e moti disordinati DISCO SOTTILE: orbite circolari, [Fe/H]=-0,5 DISCO SPESSO :proprietà intermedie tra alone e disco sottile.[Fe/H]=-0,6

27 Due episodi di gas-accretion.Nella prima fase si forma lalone interno,con un tempo scala dellordine di 0,8-1 Gyr In questa fase si forma anche il bulge,con un tempo scala molto breve (0,1-0,5 Gyr) e parte del disco spesso. Nella seconda fase si forma il disco sottile che si assembla inside- out: ciò significa che le regioni esterne impiegano più tempo a formarsi rispetto a quelle interne. (Chiappini,Matteucci,Gratton 1997)

28 La prima fase è dominata dalle Sne di tipo II (o anche Ib e Ic) che producono sopratutto elementi α e parte del Fe.Solo dopo un 1 Gyr,la frazione di Sne di tipo Ia diventa significativa,e pertanto esse sono determinanti nella seconda fase Il minimo che si osserva nel tasso di Sne di tipo II è dovuto a un gap nello SFR, che si crea per lassunzione di una soglia minima per la densità di gas, aldisotto della quale la SF si ferma.

29 IMF di Scalo Sne Model: SDS Legge di Infall dove: t max = 1Gyr è tempo a cui si ha il massimo infall di gas nel disco sottile; t H =0,8 Gyr è il tempo scala per la formazione dellalone- parte disco spesso (fase 1); τ D (r) è il tempo scala per la formazione del disco sottile.Dipende da r per chè il disco si forma inside out. SFR di Kennicutt dove : ν è lefficienza del processo di SF; K=1,5; ricordiamo che si assume una soglia di densità superficiale di gas,aldisotto della quale la SF si ferma (7M Θ pc -2 per il disco sottile,4 M Θ pc -2 per lalone )

30 Abbondanze nellintorno solare (anello galattico a 8Kpc dal GC):si plotta tipicamente per un elemento X, [X/Fe] vs[FE/H] : questo perchè il rapporto [FE/H ] è un indicatore delletà del sistema. Time delay model:il ritardo con cui Fe viene immesso nel mezzo dalle Sne Ia rispetto alla rapida produzione di elementi α da parte delle CC-Sne produce una segnatura visibile nei grafici [α/Fe][Fe/H]:si osserva una sovrabbondanza di elementi α a basse metallicità,a cui segue un rapido declino Questo conferma il fatto che nella prima fase di formazione della MW dominano le Sne di tipo II,che come abbiamo visto contribuiscono in minore misura allarrichimento di Fe del mezzo rispetto alle Sne di Tipo Ia.

31 Blu: assumendo che tutto Fe provenga dalle Sne Ia Rosso:tutto il Fe proviene dalle Sne tipo II Nero:70% Fe proviene dalle Sne Ia,30% dalle Sne di di tipo II:proporzioni corrette

32 NB: si osserva un comportamento anomalo per Carbonio & Azoto

33 Re:G-Dwarf problem appena spiegato Il modello fitta in modo soddisfacente la distribuzione delle G- dwarf se si assume un tempo scala per la formazione del disco a 8Kpc di 8 Gyr

34 C,N presentano un anomalo plateau a basse Z Questo si spiega solo assumendo che queste elementi siano un prodotto primario dato non solo dalle stelle di massa piccola e intermedia,ma anche dalle stelle massive ruotanti.

35 Il gradiente del disco della Via Lattea si forma come conseguenza della inside- out formation :infatti differenti tempi scala a diverse distanze dal centro galattico influenzano lo SFR e di conseguenza il contenuto metallico risultante Tuttavia il modello di Chiappini predice un irripidimento del gradiente nel tempo,(dal blu al rosso) risultato ancora discusso.

36 Altri autori predicono infati un gradiente di metallicità costante nel tempo Come si vede in figura,in questo caso il gradiente resta parallelo a se stesso Il gradiente si irripidisce per effetto della soglia di stop allo SFR. Essa ha un effetto maggiore nelle regioni più esterne che evolvono più lentamente,causando lirripidimento

37 Ballero & al (2007) proposero un modello in cui il bulge della Via Lattea si forma molto rapidamente,con una SF molto efficiente, a partire dal gas sparso dallalone La IMF del bulge sembra essere più piatta che nellintorno solare. Dal punto di vista dellevoluzione chimica si prevede un plateau molto più esteso nel grafico [α/Fe] vs [Fe/H] : infatti se il bulge ha avuto una SFR molto efficiente esso ha raggiunto presto una metallicità solare,per effetto delle sole Sne di tipo II; linizio delle Sne di tipo Ia (che immettono nel mezzo la maggior parte del Fe) provoca un cambio di pendenza nel grafico,che però si verifica a valori più alti di metallicità rispetto all intorno solare

38 Si osserva un cambio di pendenza a metallicità più alte rispetto allintorno solare

39 Blu:fit ottenuto assumendo una IMF simile a quella dellitorno solare Rosso :fit ottenuto assumendo una IMF più piatta (con x=0,95 per M>1M Θ :risultato migliore

40 Lanello solare si è formato su un tempo scala non più piccolo di 7 Gyr ;nel contesto del two infall si ottiene una buon accordo con le abbondanze osservate Il disco della Milky-Way si è formato inside-out è questo ha creato il gradiente di metallicità che oggi si osserva;non sappiamo se tale gradiente si è mantenuto costante o se si è irripidito nel tempo. Il tempo scala per la formazione del disco vai 2Gyr per le regioni interne fino agli 8 Gyr per le ragioni più esterne Il Bulge è molto antico e si è formato molto rapidamente con un tempo scala di 1-0,5 Gyr, a partire dal gas sparso dallalone La IMF del bulge sembra essere più piatta rispetto a quella dellintorno solare L alone interno si è formato in 1-2 Gyr al massimo,mentre lalone esterno so è formato con un tempo scala superiore

41 Galactic Astronomy (James Binney & Michael Merrifield) Galactyc Dynamic (James Binney & Scott Tremaine) Francesca Matteucci,Chemical Evolution of the Galaxy and its Satellite, 2008arXiv M On the web:


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