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Corso di Fondamenti di Astronomia e Astrofisica Docente: Prof. Nichi DAmico.

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Presentazione sul tema: "Corso di Fondamenti di Astronomia e Astrofisica Docente: Prof. Nichi DAmico."— Transcript della presentazione:

1 Corso di Fondamenti di Astronomia e Astrofisica Docente: Prof. Nichi DAmico

2 1. Lezioni introduttive Ordini di grandezza in Astrofisica. Cosa conosciamo nellUniverso Gli obiettivi scientifici, il metodo e le applicazioni dellAstrofisica Lo spettro elettromagnetico. Radiazione da corpo nero Emissione termica e non termica Principi di funzionamento dei telescopi. Diffrazione e risoluzione angolare in banda ottica e in banda radio Misure fondamentali in Astrofisica: Misure di flusso. Magnitudine. Misure di colore. Misure di distanza. Parallasse. Misure indirette di distanza. Misure di moto proprio. Misure Doppler. Dimensioni di Terra, Luna e Sole e distanze reciproche: lapproccio degli antichi Greci

3 Oggetto Dimensioni Massa (cm) (gm) Terra Sole Galassia Universo Oss Ordini di grandezza in Astrofisica 1 pc = 3.09 x cm (è la distanza di una stella la cui parallasse annua è di un arcsec) 1 anno luce = 9.5 x cm (è la distanza percorsa dalla luce in un anno) 1 AU = 1.5 x cm (distanza media Terra-Sole) Durante il Corso useremo in generale il sistema cgs (centimetro grammo secondo)

4 Cosa conosciamo nellUniverso

5 Stelle (il Sole è un ottimo esemplare di stella tipo) Massa M = 1.99 x gm Raggio R = 6.96 x cm Luminosità = 3.9 x erg s -1 Distanza = 1 A.U. = 1.5 x cm = 500 secondi-luce Stelle estese (per esempio Giganti Rosse) Rappresentano il primo passo evolutivo di una stella del tipo del Sole. Possono raggiungere dimensioni fino a volte quella del Sole. Nane Bianche Stadio finale di una stella del tipo del Sole. Dimensioni pari 1/100 del Sole, massa pari a qualche frazione di massa solare

6 La maggior parte delle stelle nella Galassia sono stelle singole o stelle doppie. Un esempio famoso di stella doppia è Sirio, in quanto costituisce la prima osservazione di una Nana Bianca (Sirio-B)

7 Ci sono tuttavia nella Galassia casi in cui centinaia o migliaia di stelle sono raggruppate in ammassi, cosiddetti Ammassi Aperti. Un famoso ammasso aperto è lammasso delle Pleiadi Le stelle più vecchie nella Galassia si trovano invece in altri tipi di ammassi, detti Ammassi Globulari. Un ammasso globulare può contenere anche più di un milione di stelle.

8 Nella Galassia, lo spazio fra le stelle non è spazio vuoto, ma contiene materia allo stato diffuso denominata Mezzo Interstellare. Nel mezzo interstellare troviamo nubi di polvere, ma anche raggi cosmici energetici, la cui traiettoria può essere condizionata dalla presenza di campi magnetici. Nebulose di gas fluorescente in zone di formazione stellare sono abbastanza comuni La Trifid Neabula, distante circa 9000 anni luce. Si tratta di una regione di elevata formazione stellare. Osservazione effettuata con il telescopio HST NGC1999, una nebulosità nella costellazione di Orione. Si tratta una cosidetta reflection nebula, una nube di polvere che circonda una stella di cui riflette la luce

9 Altri oggetti appariscenti, come la Nebulosa del Granchio, sono sorgenti di un particolare tipo di radiazione, detta radiazione di sincrotone. Oggi sappiamo che oggetti come la Nebulosa del Granchio sono ciò che rimane dopo lesplosione di una Supernova, levento catastrofico che segna la fine di una stella la cui massa originaria era di diverse masse solari

10 Ma sappiamo anche che in una esplosione di Supernova il nucleo centrale della stella originaria collassa e può formare una Stella di Neutroni o un Buco Nero. Altre stelle, quelle di massa paragonabile a quella del Sole finiscono la loro vita in modo assai meno violento, seguendo una lenta evoluzione che alla fine porta alla formazione di una Nana Bianca

11 Le stelle, e il materiale diffuso che troviamo fra le stelle, cioè il mezzo interstellare, vivono in giganteschi sistemi denominati galassie. La nostra Galassia, la Via Lattea, ne è un esempio. La nostra Galassia, a sua volta fa parte di un gruppo di galassie denominato Gruppo Locale, contenente una dozzina di galassie. La nostra Galassia e la galassia Andromeda sono le galassie più grandi del Gruppo Locale. Andromeda dista da noi 2 milioni di anni luce

12 A parte i piccoli gruppi di galassie, come il nostro Gruppo Locale, le galassie si trovano anche raggruppati in giganteschi Ammassi di Galassie, ognuno dei quali può contenere migliaia di galassie Il Coma Cluster, distante circa di anni luce, contiene migliaia di galassie

13 Molte delle galassie che si trovano in un Ammasso sono del tipo ellittico Mentre la maggior parte delle galassie che si trovano in un generico campo di cielo sono il tipo più comune di forma a spirale Virgo-A una galassia ellittica gigante nel Virgo Cluster Distanza: anni luce Contiene circa Masse Solari di materia La galassia a spirale M83 Distanza: anni luce

14 Ammassi di galassie sono stati trovati fino a distanze di alcuni miliardi di anni luce.

15 Gli obiettivi scientifici dellAstrofisica Cè certamente un aspetto descrittivo, di censimento. Applicare le leggi della Fisica per capire il funzionamento dei corpi celesti e dellUniverso nel suo insieme Approfondire la conoscenza Utilizzare le condizioni fisiche estreme, non riproducibili sulla Terra, che sono presenti in alcuni corpi celesti come laboratorio di verifica delle leggi fondamentali della Fisica

16 Ma nelluso di questo laboratorio cosmico per la verifica di leggi fondamentali, cè una differenza essenziale di metodo fra la Fisica e lAstrofisica: In Fisica possiamo preparare un esperimento Possiamo cambiare i parametri dellesperimento Possiamo cambiare i valori di alcune grandezze e verificare le variazioni di quei parametri che da queste dipendono In Astrofisica, possiamo solo stare a guardare In linea di principio, in Astrofisica non esiste possibilità di ripetere una misura Nonostante questo, la possibilità che offre lAstrofisica di studiare la materia in condizioni estreme, non riproducibili in laboratorio offre una prospettiva unica di verifica di leggi fondamentali. Per esempio, le migliori verifiche della Teoria della Relatività Generale provengono da osservazioni e studi di Astrofisica

17 LAstrofisica si avvale oggi di tecnologie davanguardia in una varietà di settori: Informatica, tecniche di calcolo, ricostruzione immagini, algoritmi di calcolo distribuito Elettronica, microonde, signal processing Tecnologie criogeniche Ottica di precisione Meccanica di precisione

18 Diametro del paraboloide 64 m Altezza della struttura meccanica 80 m Range di frequenza 0.3 – 100 GHz 3 posizioni focali Peso 3000 tonnelate In questo contesto, la realizzazione di uno dei più imponenti impianti dellAstrofisica moderna in Sardegna, il Sardinia Radio Telescope (SRT), rappresenta una grande occasione si sviluppo scientifico e tecnologico e di alta formazione

19 Lo spettro elettromagnetico Oggi in Astrofisica si effettuano osservazioni a tutte le lunghezze donda

20 Comportamento termodinamico della radiazione: Emissione termica –Legge di Planck Sappiamo che la radiazione emessa alle varie lunghezze donda da un corpo sufficientemente opaco (corpo nero) a temperatura T obbedisce alla legge di Planck: B (T) = (2hc 2 / 5 ) /(e hc/ kT -1) dove: B (T) = Intensità monocromatica specifica B (T) = Potenza emessa alla lunghezza donda per unità di area per unità di angolo solido per unità di lunghezza donda

21 Legge dello spostamento di Wien max T = 0.29 cm °K T

22 Legge di Stefan-Boltzmann Dalla legge di Planck deriva che la densità di energia (erg cm -3 ) del campo di radiazione in un corpo nero è data da: E rad = aT 4 e che il flusso di energia che lascia la superficie del corpo nero (erg cm -2 s -1 ) è dato da: f = T 4 dove: = ca /4 Costante di radiazione a= 7.56 x erg cm -3 °K -4 Costante di Stefan-Boltzmann = 5.67 x erg cm -2 s -1 °K -4 f

23 Nelle formule di Stefan-Boltzmann: E rad = aT 4 (erg cm -3 ) f = T 4 (erg cm -2 s -1 ) la temperatura T è la stessa e si riferisce alla temperatura ideale di corpo nero, cioè un corpo opaco, in cui quindi il campo di radiazione e la materia sono in equilibrio. Un qualsiasi corpo a temperatura T, per il semplice fatto che irradia, non è in equilibrio Possiamo immaginare che una buona approssimazione del corpo nero ideale sia un forno perfettamente isolato dallUniverso, a temperatura interna T, con un piccolo foro da, quale possiamo misurare la radiazione: T TeTe In questo caso, definiamo una temperatura efficace T e, come la temperatura superficiale che il forno avrebbe se fosse un corpo nero ideale con uno spettro di radiazione uguale a quello della radiazione osservata f = T e 4

24 Quindi, per esempio in una stella: misuriamo lo spettro della radiazione se è sufficientemente simile a uno spettro di corpo nero, possiamo associarlo a una temperatura T Questa è la temperatura superficiale effettiva T e, quella il cui colore prevalente è il colore della stella A questa T e corrisponde un flusso superficiale f = T e 4 Ma, come vedremo, questa non è certo la temperatura media allinterno della stella ! Quindi nel caso reale di una stella, in generale: T m T e T = 5800 °K

25 Processi termici di emissione (e assorbimento) Transizioni atomiche Free-free (Bremsstrahlung)

26 In Astrofisica abbiamo anche modo di osservare fenomeni di emissione di radiazione non termici Emissione da Sincrotrone Sincrotrone Corpo Nero

27 Gli strumenti astronomici a varie lunghezze donda Questa è una prima –breve- rassegna delle varie tipologie di strumenti astronomici di cui disponiamo oggi e dei parametri fisici che li caratterizzano. In alcune lezioni successive, più avanti nel Corso, approfondiremo alcuni aspetti di alcuni di questi strumenti

28 Cominciamo con la descrizione di massima di un telescopio Lo scopo principale di telescopio è quello di raccogliere una grande quantità di radiazione utilizzando quindi una grande area di raccolta, e focalizzarla in unarea relativamente piccola, accessibile agli strumenti di misura f = erg cm -2 s -1 Sorgente puntiforme allinfinito Area di raccolta Dispositivo di misura Immagine puntiforme

29 Per focalizzare la radiazione si può utilizzare il fenomeno della rifrazione (uso di lenti), o quello della riflessione (uso di specchi) Rifrazione: velocità v a di propagazione della luce in un dato mezzo v a < c e in generale v a v b

30 Le lenti funzionano in base alla diffrazione Ma soffrono del fenomeno di aberrazione cromatica v m = v m ( ) v m = v m ( ) è però utile per esaminare lo spettro della radiazione

31 Il fenomeno della riflessione Perpendicolare alla superficie riflettente Raggio incidente Raggio riflesso i r i = r Superficie riflettente A livello microscopico, il fenomeno è dovuto alla presenza, nel metallo, di elettroni liberi non legati al reticolo (stesso motivo per cui i metalli sono buoni conduttori). Questi elettroni liberi costituiscono una vera e propria barriera elettromagnetica, nel caso di radiazione di lunghezza donda adeguatamente lunga

32 Uso della riflessione (specchi) (utilizzato non solo nella banda visibile, ma anche in X e radio) raggi paralleli provenienti da una sorgente puntiforme a distanza infinita fuoco f lunghezza focale specchio parabolico Ma perché lo specchio deve necessariamente essere parabolico ?

33 Riepiloghiamo le proprietà di una ellisse: In un ellisse, la bisettrice dellangolo formato dai due segmenti che uniscono un dato punto dellellisse ai due fuochi, è sempre perpendicolare alla tangente allellisse nel punto in considerazione. f1f1 f2f2 Quindi: in uno specchio a forma di ellisse, un qualsiasi raggio generato in un dato fuoco viene riflesso nellaltro fuoco.

34 specchio ellittico f1f1 f2f2 Uno specchio ellittico riproduce nel fuoco f 1 limmagine di una sorgente puntiforme posta nel fuoco f 2 Se allontaniamo i due fuochi a distanza infinita, lellisse diventa una parabola e i raggi provenienti da distanza infinita sono paralleli f Uno specchio parabolico riproduce nel suo a fuoco limmagine di una sorgente puntiforme a distanza infinita

35 Figura di diffrazione dellapertura e potere risolutivo di un telescopio Limmagine nel piano focale di una sorgente puntiforme posta allinfinito NON è un punto come vorrebbe lottica geometrica, ma è la figura di diffrazione dellapertura. In particolare si dimostra che la figura di diffrazione che si ottiene nel piano focale è la Trasformata di Fourier della funzione che descrive apertura A

36 Questo fatto limita il potere risolutivo del telescopio, cioè la sua capacità di risolvere due sorgenti puntiformi e di conseguenza la sua capacità di risolvere al di sotto di una certa scala angolare i dettagli di una sorgente estesa

37 /A La risoluzione angolare dipende solo dal rapporto /A Le dimensioni fisiche della figura di diffrazione sul piano focale dipendono invece dalla distanza focale Focale lunga Focale corta x/ f

38 Risoluzione angolare nominale tipica di un telescopio ottico di medie dimensioni: 5 x cm (5000 Å) A = 5 m 0.03 arcsec In questo caso il limite effettivo è rappresentato dalla turbolenza dellatmosfera Risoluzione angolare nominale tipica di un radiotelescopio di medie dimensioni 21 cm A = 32 m 28 arcmin In questo caso il limite effettivo è proprio la diffrazione Le migliori condizioni di seeing sulla terra si ottengono oggi a Mauna Kea, sito a 4200 mt nelle Haway (0.2)

39 fuoco Oculare

40 Configurazioni tipiche dei telescopi ottici

41 Dispositivi per campionare il piano focale di un telescopio ottico Oculare Lastra fotografica Dispositivo CCD Immagine digitale risoluzione angolare e temporale Spettrometro dati digitali risoluzione spettrale e temporale

42 Configurazioni tipiche dei radiotelescopi Fuoco primario Fuoco secondario (Cassegrain) Fuoco secondario (Gregoriano) Parkes 64mt 400 MHz – 10 GHz (70cm 3cm) = 14 arcmin a 1.4 GHz (21cm) f/0.4 Noto 32 mt 650 MHz – 45 GHz (50cm 7 mm) = 28 arcmin a 1.4 GHz (21cm) f/1.0 SRT 64 mt 300 MHz 100 GHz (90cm 3mm) = 14 arcmin a 1.4 GHz (21cm) f/0.37 f1.3 f2.3

43 Questo equivale in un telescopio ottico ad un pixel della lastra fotografica o del dispositivo CCD !! Dispositivi di campionamento del piano focale in radioastronomia Feed preamplificatore

44 Specchi per Astronomia X Radiazione a lunghezze donda molto corta come nel caso dei raggi X, penetra la superficie dei metalli senza quindi essere riflessa. Si può tuttavia ottenere riflessione per incidenza radente per un range relativamente limitato di lunghezze donda ( 10 kEv).


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