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

Astronomia Ottica Si assume che le stelle emettano come un corpo nero E R2 T4 nmax T Luminosità  R Colore  T Stelle calde: T > 30.000 K (UV) “ fredde: T < 3.000 K (IR)

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

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

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

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

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 g: effetto fotoelettrico UV e IR ‘lontani’: vibrazioni e rotazioni molecolari

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

Osservazioni Radio Radiotelescopio: stesso principio del telescopio riflettore Problema con la risoluzione angolare: l/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”

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

VLA VLBI

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

CCD su CHANDRA

Chandra Uhuru

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

Radio Galassie, Nuclei Galattici Attivi, Residui di Supernova, Pulsar Radio Galassie, Nuclei Galattici Attivi, Ammassi di Galassie, Via Lattea Lampi Gamma, ……….. Emissione tipo corpo nero ? X: T > 106-8 K Gas molto caldo Radio : T > 1012 K ?? Diversi tipi di Processi di Emissione

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

Emissione non termica: particelle relativistiche Np(G) G-g G= Ep/mc2 Campo Magn. B: Sincrotrone Campo Radiaz. U: Compton Inv. Sincr. Compton a(g)

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 (l=21 cm)

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

Cassiopea A (fine XVII secolo) X Radio

Spettro X di Cas A

Nebulosa del Granchio (1054) Ottico

Nebulosa del Granchio Radio X

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

Pulsar: Stelle di Neutroni rotanti P = 0.01 – 10 sec R 10 Km, r 1014 gr/cm3 B 1012 G, M 1 MSole Pulsar della Neb. Granchio

Profili tipici multi - frequenza degli impulsi

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

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

Cygnus A Centaurus A

Motore centrale: Nuclei Galattici Attivi (AGN) - Emettono su tutto lo spettro e.m .  diverse componenti - Forte variabilità: R < c dt  regioni piccole ( 1013-16 cm) - AGN: buco nero (107-9 Msole ) 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)

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

Se bb e cos q 1  boss > 1 1 - Moti superluminali In alcuni oggetti si osservano nuvole radio (blobs) che, osservate ad intervalli Dt si allontanano dal nucleo di un arco Dq. Conoscendo la distanza D: bb = (D Dq/ Dt) /c > 1 ! (b = V/c) Dalla cinematica relativ. (q ang. di vista): boss = bb sen q / (1 – bb cos q ) Se bb e cos q 1  boss > 1 (Append. A)  0.005” 

Se b e cos q 1  R >> 1 2 – Asimmetria dei getti Il getto che si muove verso di noi (b) appare più luminoso rispetto a quello che si allontana (-b) . Effetto relativistico E(b)/E(-b) = [(1 + b cos q )/(1-b cos q )] e = R (e = 2 + a) Se b e cos q 1  R >> 1 (Append. B)

Struttura a grande scala della radio galassie Cygnus A Radio X

Perseo Ottico X

Hydra A Ottico Radio e X

Ammassi di Galassie Gli ammassi sono immersi in nuvole di gas caldo (T = 107 – 8 K) Mgas >> S Mgal Interazione ‘violenta’ tra componenti radio e gas Se il gas è in equilibrio idrostatico è necessaria la presenza di altra massa >> Mgas Massa oscura ?

Emissione diffusa dalla Via Lattea Ottico Radio

Emissione a l = 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

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

GAMMA RAY BURSTS (GRB) Fine anni ’60: Satelliti Vela registrano bursts g 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

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

Caratteristiche principali dei GRB Oggetti comsologici: 0.5 < z < 4 Oggetti più luminosi del Cosmo: 1054 erg ( Msole c2) Emissione: 0.5 – 5.000 MeV, spettro di potenza Durata: GRB corti 0.001 – 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

Tipici GRB

ORIGINE DEL GRB GRB-l. Associati con l’esplosione di ipernovae: stelle molto massiccie (> 40 x Msole). Il nucleo collassa in un buco nero emettendo due getti relativistici. Emissione g: 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)

Altri oggetti esotici Binarie X Fondo a Microonde

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  10-26 W/sec/m2

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. LISA Grazie e Arrivederci !

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

L’intervallo di tempo D toss tra l’osservazione del primo e secondo fotone dipende dalla differenza dei loro percorsi CD (b = v/c): D toss = (AD - AB cos q ) / c = (c Dtb - v Dtb cos q ) / c = Dtb (1 – b cos q )  D toss < Dtb Ritornando alla velocità osservata, essendo CB = v sen q Dtb dalla espressione precedente si ha: boss = b sen q / (1 – b cos q ) Se b << 1 oppure q = 90o  boss = b Se b = 0.97 e q = 5o (sen q = 0.087, cos q = 0.996 )  boss = 2.49 !!!

Appendice B: Getti Asimmetrici