Istituto di Radioastronomia - CNR Osservatorio Astronomico - INAF

Presentazione sul tema: "Istituto di Radioastronomia - CNR Osservatorio Astronomico - INAF"— Transcript della presentazione:

1 Istituto di Radioastronomia - CNR Osservatorio Astronomico - INAF
La Via Lattea Andrea Tarchi Istituto di Radioastronomia - CNR Osservatorio Astronomico - INAF Cagliari

2 Introduzione

3 Introduzione Gala = latte
Un particolare dell'Origine della Via Lattea, dipinto da Tintoretto fra il 1575 e il 1580, e conservato presso la National Gallery di Londra. Il quadro raffigura Zeus che affida Eracle neonato alle cure di Era. Secondo la mitologia classica, Eracle era nato dall'unione fra Alcmena e Zeus. Era, la moglie di quest'ultimo, gelosa, si rifiutava di allattare il bambino, e mentre cercava di allontanarlo, il latte del suo seno schizzò in cielo, dando origine alla Via Lattea. "Origine della Via Lattea" ( ) Tintoretto

4 Corretta forma e dimensione della Galassia
Introduzione Harlow Shapley ( ) Corretta forma e dimensione della Galassia Galileo (1610; "innumerabili" stelle deboli) Kant (meta' Sec. XVIII; "universi isola") Herschel (fine Sec. XVIII; "star gauging") Kapteyn (1922; "Universo di Kapteyn"}

5 Forma e dimensioni della Via Lattea
Star gauging Viene contato e "binnato" il numero di stelle per intervallo di luminosita' apparente in diverse direzioni del cielo La distribuzione di stelle a diverse luminosita' apparenti La distribuzione delle stelle nel cielo In teoria!

6 Forma e dimensioni della Via Lattea
Star gauging Supponiamo che: La probabilita' frazionale di avere una stella con luminosita' L non varia con la posizione nell'Universo Le stelle di qualsiasi luminosita' sono distribuite uniformemente nell'Universo Allora: A = costante di proporzionalita'

7 Forma e dimensioni della Via Lattea
Log N -1.5 cost - N cresce al dimunuire di f (si campionano regioni piu' distanti) I dati osservativi indicano una crescita meno rapida La distribuzione spaziale di stelle decresce con la distanza da noi ??? Log f (= S)

8 Forma e dimensioni della Via Lattea
La distribuzione spaziale di stelle decresce con la distanza da noi + La decrescita e' piu' veloce in alcune direzioni che in altre = Viviamo vicino al centro di uno strato piatto di stelle fisse il cui spessore e' circa 1/5 del diametro (l'Universo di Kapteyn) FALSO!

9 Forma e dimensioni della Via Lattea
Ovviamente la ragione dell'errore era: L'ESTINZIONE DA POLVERI CHE OSCURA IL PIANO CENTRALE DELLA GALASSIA La presenza di assorbimento da polveri fa diminuire piu' rapidamente il numero di stelle all'aumentare della distanza da noi.

10 Forma e dimensioni della Via Lattea
Harlow Shapley ( ) Scoperta la relazione periodo-luminosita' delle Cefeidi nelle SMC (Henrietta Levitt, 1920) Attribuisce la variabilita' delle Cefeidi a pulsazione e applica la relazione periodo-luminosita' alle RR-Lyrae per calcolare le distanze dagli ammassi globulari (GCs) che le ospitano Shapley trova che i GCs hanno una distribuzione spaziale sferica con il centro coincidente con il centro Galattico e che il Sole sta in periferia (Shapley come Copernico?)

11 Forma e dimensioni della Via Lattea
Shapley non sapeva: Che esistesse la polvere interstellare Che le RR Lyrae fossero diverse dalle Cefeidi classiche Ciononostante, l'utilizzo del suo metodo e delle sue conclusioni

12 Forma e dimensioni della Via Lattea
2000 LYs 30000 LYs Sole Ammassi globulari Polvere interstellare alone bulge disco

13 Popolazioni stellari Gli studi di Shapley (sulla struttura della Galassia) e Baade (su Andromeda) Nella Galassia esistono due diverse popolazioni di stelle Popolazione I: - elevata abbondanza di elementi pesanti - presenti nel disco Popolazione II: - bassa abbondanza di elementi pesanti - presenti nella parte visibile dell'alone Entrambe le Pop. Sono presenti nel "bulge"

14 Popolazioni stellari Moti stellari e forma della Galassia
Disco: - contiene prevalentemente stelle (e, in parte, gas e polvere) che ruotano in orbite ~ circolari attorno al centro Galattico con velocita' >> dei moti randomatici -> forma piatta del disco Bulge: - contiene prevalentemente stelle con velocita' circolari piccole -> forma ~ sferica del bulge Alone: - contiene prevalentemente stelle con velocita' randomatiche elevate -> sono gravitazionalmente meno legate alla Galassia ? Non si sa se vi e' una transizione graduale fra le stelle nel bulge e nell'alone

15 Popolazioni stellari Il Problema della Massa Mancante
Esiste nell'Universo una grande quantita' di materia non-luminosa ("oscura") che non e' ancora stata rivelata (e forse non e' proprio possibile farlo) se non tramite la sua influenza gravitazionale?

16 Popolazioni stellari Il Problema della Massa Mancante
Gli studi di Ooort dei moti verticali delle stelle nelle vicinanze del Sole -> la massa "gravitazionale" e' doppia di quella osservata in forma di stelle e nubi di gas Le curve di rotazione delle galassie a spirale rimangono piatte fino a distanze considerevoli dal centro -> la massa esistente deve essere alcune volte maggiore di quella osservata Le velocita' relative di galassie in sistemi binari (legati) -> le masse devono essere molte volte quelle osservate I moti randomatici in ammassi (legati) ricchi di galassie (rich clusters) sono molto elevati -> la massa dell'ammasso deve essere ~10 volte superiore alla somma delle masse galattiche osservate

17 Popolazioni stellari Il rapporto Massa-Luminosita' Locale
Dai conteggi delle stelle, nelle vicinanze del Sole Per definizione μ/L del Sole = 1 La massa gravitante media nella Galassia ha un'efficienza piu' bassa del Sole nel produrre luce per unita' di massa Il grosso dell'Elio (He) cosmico non ha origine stellare

18 Popolazioni stellari Il rapporto Massa-Luminosita' Locale
a) La massa gravitante media nella Galassia ha un'efficienza piu' bassa del Sole nel produrre luce per unita' di massa E' noto che la maggiorparte delle stelle nella Galassia siano deboli nane di classe spettrale K e M (poco massive e poco luminose) Della materia "oscura" non sappiamo nulla se non che e' ancora meno luminosa - La maggiorparte della massa della Galassia e' data da deboli nane di piccola massa (o nane brune, buchi neri, o altro) - La maggiorparte della luce (eccetto forse nell'IR) proviene da un numero molto piccolo di stelle blue di grande massa o stelle giganti in fasi evolutive avanzate

19 Popolazioni stellari Il rapporto Massa-Luminosita' Locale
b) Il grosso dell'Elio (He) cosmico non ha origine stellare In 1010 anni (eta' della Galassia) il Sole, con un μ/L = 1, converte solo 10 % di H in He In 1010 anni materia con μ/L ~ 5, convertira' ~ 2 % di H in He Non considerando che parte dell'He rimane imprigionato nelle stelle Tenendo conto che in passato i processi nucleari stellari fossero piu' rapidi - L'He prodotto dalle stelle contribuisce circa per 1/10 all'He cosmico - La maggiorparte dell'He cosmico ha una origine non stellare - Probabilmente l'He si e' originato durante i primi minuti della creazione dell'Universo

20 Popolazioni stellari La massa dell'alone Galattico
- La massa luminosa nell'alone e' qualche % di quella del disco (M. Schmidt) - Si pensa che la massa dell'alone possa essere di addirittura 10 volte maggiore che nel disco (es. Ostriker and Peebles) e che questa componente sia invisibile - Forse ...ma ffforse, le stelle invisibili dell'alone costituiscono una Popolazione III, ossia una generazione di stelle con contenuto iniziale di elementi pesanti praticamente nullo ???? PROBLEMA DELLA MASSA MANCANTE (Dark matter)???

21 La rotazione differenziale della Galassia Il "Local Standard of Rest"
Il fatto che il Sole sia nel disco Galattico e partecipi della sua rotazione rende difficile misurare la rotazione del disco. Si definisce "Local Standard of Rest" (LSR) il moto medio della materia nelle vicinanze del Sole. Il Sole ha un suo moto relativo allo LSR, ma verra' trascurato

22 La rotazione differenziale della Galassia Il "Local Standard of Rest"
Ci sono alcune stelle in prossimita' del Sole che hanno velocita' relative elevate rispetto all'LSR. Peraltro, sembra la distribuzione di queste stelle sia asimmetrica. Sono stelle con velocita' rotazionale bassa e non-circolare alta (stelle di alone). Il Sole ruota velocemente contro di loro, ma a noi sembra il contrario

23 La rotazione differenziale della Galassia Moti differenziali locali
Il moto di una stella (fino a molte migliaia di LYs dal Sole) puo' essere scomposto in due componenti: Una rotazione media condivisa con le altre stelle vicine (Oort) Un moto randomatico diverso da stella a stella (Lindblad) La rotazione differenziale condiziona un osservatore locale sia in a) che in b)

24 Rotazione differenziale media
La rotazione differenziale della Galassia Moti differenziali locali: moti medi In media: (con T periodo di rotazione attorno al centro Galattico) 4 2 1 8 3 7 6 5 Rotazione differenziale media

25 La rotazione differenziale della Galassia Moti differenziali locali: moti medi
Si possono (facilmente) calcolare le velocita' radiali e le distanze dal Sole per le Cefeidi Lo schema di velocita' radiali medie e' confermato - nulla per centro, anticentro e stessa orbita; massima a 45o - in linea con la visione "periferica" del Sole Si puo' ottenere un'indicazione della viscosita' presente nella rotazione Galattica - il tasso di viscosita' e' proporzionale al tasso di cambiamento della velocita' angolare di rotazione Ω in funzione della distanza dal centro Galattico (la costante A di Oort)

26 La rotazione differenziale della Galassia Moti differenziali locali: moti randomatici
La costante di B di Oort e' legata alla vorticosita', ossia il tasso di rotazione locale La difficolta' maggiore nel calcolare la costante B e' trovare un sistema di riferimento inerziale che non partecipi della rotazione Galattica e terrestre, in modo da poter usare i moti propri medi (come si sono usati le velocita' medie radiali per la costante A)

27 La rotazione differenziale della Galassia Moti differenziali locali: moti randomatici
Il metodo migliore per ricavare il tasso di rotazione locale sfrutta una intuizione di Lindblad Se la Galassia ruotasse uniformemente le velocita' randomatiche nella direzione della rotazione o verso il centro Galattico sarebbero statisticamente uguali, ma non e' cosi' . Lindblad ha espresso il rapporto delle disperisoni di velocita' nelle due direzioni, in funzione delle costanti A e B di Ooort. Ricavandosi A (come fatto prima) si puo' ottenere B.

28 La rotazione differenziale della Galassia Moti differenziali locali: moti randomatici
La combinazione di A e B La velocita' angolare assoluta Ω delle stelle nelle vicinanze del Sole -> il periodo Tsol = 2π/ Ω = 230 milioni di anni - La Galassia e' veramente grande!!! - La relativita' funziona!!!

29 La rotazione differenziale della Galassia Stima (approx) della massa della Galassia
Abbiamo la velocita' dell'orbita solare attorno al centro Galattico Assumiamo che: il Sole abbia un'orbita circolare attorno ad un punto con massa = alla massa della parte della Galassia interna al Sole

30 La rotazione differenziale della Galassia Gli incontri stellari
Se avessimo stelle con massa tipica = 0.5 Msol , il numero di stelle all'interno del Sole sarebbe: Le stelle hanno bassissima probabilita' di collidere (eccetto in sistemi binari o ammassi densi) Principalmente sentono l'attrazione gravitazionale della Galassia nel suo insieme