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ASTRONOMIA DELL’INVISIBILE L’Astronomia, per definizione, ha sempre avuto a che fare con le stelle, cioè oggetti visibili.

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1 ASTRONOMIA DELL’INVISIBILE L’Astronomia, per definizione, ha sempre avuto a che fare con le stelle, cioè oggetti visibili

2 E R 2 T 4  max T Luminosità  R Colore  T Stelle calde: T > K (UV) “ fredde: T < K (IR) Astronomia Ottica Astronomia Ottica Si assume che le stelle emettano come un corpo nero

3 Circa 70 anni fa lo scenario cambia improvvisamente e si scopre che esiste una Astronomia non ottica 1933: astronomia radio 1962: astronomia X 1964: astronomia microonde Perché così tardi ? 1 - Molte bande e.m. schermate dall’atmosfera 2 - Non se ne sospettava l’esistenza (le prime sorgenti invisibili scoperte per caso) 3 - Problemi osservativi

4 Radio Astronomia Radio Astronomia 1933: Jansky. Test di trasmissioni trans-oceaniche Scopre la prima sorgente radio non terrestre

5 Astronomia X Astronomia X 1962: Giacconi. Esperimento per studiare raggi X emessi dalla Luna Scopre la sorgente Sco X 1

6 Microonde 1964: Wilson e Penzias. Disturbo continuo e isotropo a frequenze tipiche delle microonde. Fondo Cosmico: corpo nero con T = 2.7 K

7 Poche bande e.m raggiungono il suolo Luce, IR e UV ‘vicini’, Microonde, Onde radio In altre bande le onde e.m. sono assorbite dall’atmosfera: Raggi X e  effetto fotoelettrico UV e IR ‘lontani’: vibrazioni e rotazioni molecolari

8 Problemi Osservativi Dove osservare (non sempre da Terra) Lunghezza d’onda Doppia ‘anima’ della radiaz. e.m.: Onde: = c Fotoni: E = h Luce UV - IR Radio Raggi X e 

9 Osservazioni Radio Radiotelescopio: stesso principio del telescopio riflettore Problema con la risoluzione angolare:  /D Occhio 1’ Telescopio (D = 5 m.) 0.02” Radio “ “ 1° (3 GHz) Radio “ (D = 300 m.) 1’ “ Grande passo in avanti tecnologico: Riley (1965) Risoluzione angolare: 0.01” – 0.001”

10 Sintesi d’ampiezza Connettere vari telescopi posti a grande distanza.

11 VLA VLBI

12 Osservazioni X Oltre l’atmosfera: Razzi, palloni stratosferici o satelliti 1 - Raggi X fotoni: Contatore (sat. Uhuru) Problema: non si distinguono le singole sorgenti nel campo di vista (0.5°) 2 - Fine degli anni ‘70 (sat. Einstein) Riflessione dei fotoni X  Telescopi a raggi X 3 - Fine anni ‘90 (satt. Chandra e XMM) Rivelatori CCD  risoluzione 0.5” Immagini X confrontabili con quelle ottiche

13 CCD su CHANDRA

14 Uhuru Chandra

15 Oggetti Esotici Sole ? No Oggetti che emettono la maggior parte della loro energia in bande e.m non ottiche Si parlerà di alcune classi di tali oggetti, descrivendone le proprietà soprattutto nelle bande radio e X

16 Residui di Supernova, Pulsar Radio Galassie, Nuclei Galattici Attivi, Ammassi di Galassie, Via Lattea Lampi Gamma, ……….. Emissione tipo corpo nero ? X: T > K Gas molto caldo Radio : T > K ?? Diversi tipi di Processi di Emissione

17 Emissione termica 1 - Corpo nero: Oggetti otticamente spessi 2 - ‘Termico’ : Gas ionizzati (alta T) otticamente sottili

18 Emissione non termica: particelle relativistiche N p (  )  -     p /mc 2 Campo Magn. B: Sincrotrone Campo Radiaz. U: Compton Inv.  (  ) Sincr. Compton

19 Emissione di Righe 1 - Atomi molto ionizzati: elementi pesanti (O, Si, Ne, Fe) in gas caldo (X) 2 - Rotazione e vibrazione di molecole (IR, microonde) 3 - Transizione di spin in atomo di H ( =21 cm)

20 Residui di Supernova Residui di Supernova Dalle esplosioni di stelle di grande massa (> 8 M sole ; Supernovae): Residui di Supernova (SNR) Ottico Radio 1572

21 Cassiopea A ( fine XVII secolo ) X Radio

22 Spettro X di Cas A

23 Nebulosa del Granchio (1054) Ottico

24 Nebulosa del Granchio Radio X

25 Scoperta delle PULSAR 1967: Bell, Hewish Impulsi radio rapidi pochi secondi

26 Pulsar: Stelle di Neutroni rotanti P = 0.01 – 10 sec R 10 Km,  gr/cm 3 B G, M 1 M Sole Pulsar della Neb. Granchio

27 Profili tipici multi - frequenza degli impulsi

28 Radio Sorgenti extragalattiche- Nuclei Galattici Attivi Scoperte agli inizi degli anni ‘60 Forma particolare: morfologia simmetrica

29 Radio Galassie: struttura di base - Regioni estese di emissione radio (lobi), simmetriche rispetto alla galassia centrale (fino a diverse decine di Kiloparsec) - Tali regioni devono essere rifornite di energia - Il rifornimento avviene mediante getti di materia a velocità relativistica emessi dalla Galassia Centrale - Deve esistere in queste galassie un ‘Motore centrale’ che accelera e collima getti la cui energia viene dissipata nei lobi radio - Questo Motore centrale è localizzato nei nuclei galattici

30 Cygnus A Centaurus A

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32 Motore centrale: Nuclei Galattici Attivi (AGN) - Emettono su tutto lo spettro e.m.  diverse componenti - Forte variabilità: R < c  t  regioni piccole ( cm) - AGN: buco nero ( M sole ) disco di accrescimento (emissione termica) getto (emissione non termica) Lo studio degli AGN e delle Radio Galassie all’inizio hanno seguito strade separate: Galassie di Seyfert (fine anni anni ‘40) Quasars (primi anni ‘60)

33 Stuttura standard degli AGN Siamo sicuri che c’è moto relativistico ? Due indizi Moti Superluminali Getti asimmetrici

34 1 - Moti superluminali  0.005”  In alcuni oggetti si osservano nuvole radio (blobs) che, osservate ad intervalli  t si allontanano dal nucleo di un arco . Conoscendo la distanza D:  b  (D  t) /c > 1 ! (  = V/c) Dalla cinematica relativ. (  ang. di vista):  oss =  b sen  (1 –  b  cos  Se  b e cos        oss > 1 (Append. A)

35 2 – Asimmetria dei getti Il getto che si muove verso di noi (  ) appare più luminoso rispetto a quello che si allontana (-  ). Effetto relativistico E(  )/E(-  ) = [(1 +  cos  )/(1-  cos  )]   R   Se  e cos       R >> 1  (Append. B)

36 Struttura a grande scala della radio galassie Radio X Cygnus A

37 Perseo Ottico X

38 Hydra A Ottico Radio e X

39 Ammassi di Galassie Gli ammassi sono immersi in nuvole di gas caldo (T = 10 7 – 8 K) M gas >>  M gal Interazione ‘violenta’ tra componenti radio e gas Se il gas è in equilibrio idrostatico è necessaria la presenza di altra massa >> M gas Massa oscura ?

40 Ottico Radio Emissione diffusa dalla Via Lattea

41 Emissione a  = 21 cm da parte di nuvole interstellari composte per la maggior parte di H Si può dedurre la struttura della Via Lattea e delle Galassie vicine

42 Curva di Rotazione della Via Lattea Rotazione esterna non kepleriana Materia Oscura ?? MOND, Non conformal Grav.

43 GAMMA RAY BURSTS (GRB) GAMMA RAY BURSTS (GRB) Fine anni ’60: Satelliti Vela registrano bursts  di  origine ignota Fine anni ‘70: Si scopre la natura cosmica dei GRB, ma non sono associati con oggetti noti Inizi anni ‘90: I GRB sono distribuiti isotropicamente

44 1997: SAX determina la posizione di un GRB. Emissione X e ottica 8/3 28/2 3/3 Telesc. Spaz. Possibile l’identificazione

45 Caratteristiche principali dei GRB Oggetti comsologici: 0.5 < z < 4 Oggetti più luminosi del Cosmo: erg ( M sole c 2 ) Emissione: 0.5 – MeV, spettro di potenza Durata: GRB corti – 2 s (media 0.3 s) GRB lunghi 2 – 1000 s (media 30 s) Struttura degli impulsi molto modulata Afterglow a frequenze X e ottiche : alcuni giorni Frequenza: 1 al giorno

46 Tipici GRB

47 ORIGINE DEL GRB GRB-l. Associati con l’esplosione di ipernovae: stelle molto massiccie (> 40 x M sole ). Il nucleo collassa in un buco nero emettendo due getti relativistici. Emissione  Onde d’urto interne ai getti Afterglow: Interazione con il mezzo esterno Struttura dell’impulso, curve di luce, elementi pesanti, ridotta richiesta energetica (fattore > 100) GRB-c. ?? Coalescenza di due stelle di neutroni/buchi neri ?? SWIFT (2004) e GLAST (2007)

48 Altri oggetti esotici Binarie X Fondo a Microonde

49 CONCLUSIONE Negli ultimi 70 anni completamente rivoluzionata la visione dell’Universo su scala galattica, extragalattica e cosmologica osservando su tutta la banda dello spettro e.m. Riconosciuto dai diversi Premi Nobel per la Fisica assegnati ad Astronomi che hanno operato in questo settore: Giacconi (X) Hewish (Pulsar) Riley (Radio) Wilson & Penzias (Fondo m.onde) Jansky  W/sec/m 2

50 Esiste un’altra Astronomia dell’Invisibile, oltre le onde e.m. Raggi cosmici: Pulsar, SNR, GRB Neutrini: Sole, Stelle, GRB, Massa osc., Big B. Onde Gravitazionali : SN, GRB, Big B. Grazie e Arrivederci ! LISA

51 Cinematica relativistica v oss = CB/  t oss > c ??? Una blob di sta muovendo lungo la la linea scura, a velocità v ed ad un angolo  rispetto alla visuale. La blob emette un fotone in A Dopo un intervallo  t b emette un secondo fotone in B, quando il primo fotone è arrivato nella posizione D. Quindi si ha AD = c  t b AB = v  t b Moto superlumiale Appendice A: Moto superlumiale

52 L’intervallo di tempo  t oss tra l’osservazione del primo e secondo fotone dipende dalla differenza dei loro percorsi CD (  = v/c):  t oss = (AD - AB cos  c  c  t b - v  t b cos  c  t b (1 –  cos    t oss <  t b Ritornando alla velocità osservata, essendo CB = v sen  t b dalla espressione precedente si ha:  oss =  sen  (1 –  cos  Se  oppure     oss =  Se  e    sen  cos      oss = 

53 Getti Asimmetrici Appendice B: Getti Asimmetrici

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