Astronomia
Lezione 11/12/2015
Docente: Alessandro Melchiorri
e.mail: [email protected]
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Astronomia
Lezione 11/12/2015
Libri di testo consigliati:
Universe, R. Freedman, w. Kaufmann,
W.H.Freeman and Co., New York
An introduction to modern astrophysics,
B. W. Carroll, D. A. Ostlie, Addison Wesley
La fine delle stelle massicce
Le stelle massicce attraversano
diversi stadi di fusione che
portano alla formazione di un
nucleo di Fe.
Fe ha la più bassa energia di
legame → un ulteriore processo
di fusione assorbirebbe energia.
La fusione nel nucleo cessa ma
la massa continua a crescere a
causa della fusione di Si nello
strato esterno.
Quando il nucleo raggiunge la
massa limite di Chandrasekhar
(~1.4 masse solari), la pressione di
degenerazione degli elettroni non può più opporsi alla gravità.
Il nucleo collassa in modo catastrofico dando luogo alla
esplosione di una Supernova!
Evoluzione di Stelle Massicce
Supernova 1987a
La SN1987a e’ stata l’ultima supernova ad esplodere in prossimita’ della nostra galassia
(nella Grande Nube di Magellano, galassia satellite). Nella figura si vede la stella prima
dell’esplosione
Supernova 1987a
La SN1987a e’ stata l’ultima supernova ad esplodere in prossimita’ della nostra galassia
(nella Grande Nube di Magellano, galassia satellite). Nella figura si vede la stella dopo
l’esplosione
Supernova 1987a
Rilascio di Energia da parte di SN
Durante il collasso del nucleo di Ferro, le parti
centrali raggiungono densità di ~10^17 kg /m^3
~ densità dei nuclei atomici:
i nuclei di ferro si disgregano in p+n;
p+e- → n+ν (grosso flusso di neutrini);
si forma un nucleo degenere di neutroni
(→stella di neutroni) che frena il collasso.
Le parti esterne in caduta libera rimbalzano sul
nucleo di neutroni incomprimibile, dando luogo
ad una violenta onda d’urto (esplosione) che
spazza via tutti gli strati esterni della stella.
L’energia rilasciata è ~10^46 J ~ energia gravitazionale di una stella
con R= 10 km e M= 2 masse solari (Egrav ~ GM2/R ~ 10^47 J).
Solo 1% dell’energia rilasciata è osservabile (energia cinetica dell’onda
d’urto e radiazione). Il restante 99% è portato via dai neutrini.
Durante tutta la fase di sequenza principale l’energia rilasciata è
Etot ≈ 10^44 J, solo ~1% dell’energia di una supernova!
Supernovae in Altre Galassie
Supernova nella
galassia NGC 4526,
distante 6.4 Mpc
(~20 milioni di anni
luce).
Supernovae in Altre Galassie
Nucleosintesi con SN
Gli elementi fino al Fe vengono
prodotti dalle reazioni di fusione
nucleare nelle stelle massicce
(reazioni esotermiche).
La produzione di elementi più
pesanti richiede energia
(reazioni endotermiche).
La forte onda d’urto prodotta
dal “rimbalzo” sul nucleo di
neutroni è tale da innescare
reazioni “esplosive” di fusione
nucleare nel gas in caduta
verso il nucleo.
Queste reazioni di fusione
producono un grosso flusso di
neutroni.I neutroni sono assorbiti
dai nuclei pesanti a formare isotopi
ricchi di neutroni e perciò
instabili, per esempio:
^56Fe + n → ^57Fe
^57Fe + n → ^58Fe, ecc.
Questi decadono rapidamente
a formare elementi stabili come:
^61Fe → ^61Co + e- + ν
Modo per formare elementi più
pesanti di ^56Fe!
Tipi di Supernovae
Esistono vari tipi di supernove (Ia, Ib, Ic, II) classificate secondo i loro spettri.
Tipo I: Supernove senza righe di idrogeno nel loro spettro
Tipo Ia hanno una forte riga di Si II a 615nm. Tipo Ib hanno righe di Elio, Tipo Ic non
hanno Elio.
Tipo II: Supernove con righe di idrogeno nello spettro.
I tipi II, Ib, Ic sono riconducibili al collasso del nucleo in stelle massicce
(fase finale della vita delle stelle).
Il tipo Ia invece è riconducibile all’esplosione di una stella di massa
~solare in sistemi stellari “vecchi”. Le supernove di tipo Ia si originano in sistemi binari
costituiti da una gigante rossa ed una nana bianca.
Supernovae: curve di luce
Mettendo in relazione la luminosità di una supernova con un periodo di tempo, la curva
di luce che ne risulta mostra un caratteristico picco seguito da un declino.
Le Supernovae di tipo II hanno un tasso di declino medio di 0,008 magnitudini al giorno,
un tasso minore rispetto a quello delle supernovae di tipo Ia.
Supernovae: curve di luce
Le SN-Ia sono molto più luminose
e raggiungono dei picchi di luce con
magnitudine intorno a -19 !
Corrispondente alla luminosità di
un miliardo di soli.
La luminosità successiva è dovuta
al decadimento del materiale
radioattivo espulso.
Dato che il tipo di materiale emesso
è diverso a seconda della SN il
modo con cui queste curve di luce
scendono dipende dal tipo di SN.
Supernova Ia
La perdita di massa della gigante rossa
aumenta la massa della nana bianca e la
porta sopra il limite di Chandrasekar.
Si ha il collasso del nucleo e quando la
temperatura è sufficientemente alta si
innesca il bruciamento esplosivo del C.
La stella è completamente distrutta
dall’esplosione!
Le supernovae Ia sono oggi usate come
indicatori di distanze.
Queste infatti emettono praticamente
la stessa luminosità.
Vedremo nelle prossime lezioni come
possono essere usate.
Una differenza fondamentale
tra le supernovae Ia e le altre è
che l’energia rilasciata non è
di origine gravitazionale (non
abbiamo un core collapse) ma
termonucleare !
Phillips relationship
Faster is the decrase
Fainter
(larger magnitude)
is the SN-IA
Una volta che abbiamo
calibrato la SN-Ia conosciamo
la sua luminosità o magnitudine
assoluta.
misurando da terra la magnitudine
apparente possiamo determinarne
la distanza.
La determinazione della
distanza delle SN-Ia
insieme alla determinazione
del redshift della SN-Ia
(legge di Hubble)
permette di determinare
il tipo di contenuto
energetico nell’universo.
Il risultato sorprendente (Premio Nobel 2011)
è che l’universo e’ costituito solo dal 4%
da materia ordinaria (o conosciuta).
Il 22% e’ materia oscura (materia
che non si vede ma che non
abbiamo ancora capito cosa sia,
non fa parte del modello standard
della fisica delle particelle).
Il 74% da energia oscura (energia
che non forma strutture) con
proprietà molto strane e che ancora
non comprendiamo.
Provocherebbe una espansione
accelerata dell’universo.
«Resti» di Supernovae
Le supernovae di tipo II lasciano come residuo una stella di neutroni o
un buco nero (nucleo della stella).
Le supernovae di tipo I e II producono un “resto” di supernova.
Supernovae Remnants. Prodotto dalla nube di gas caldissimo che spazza via il
mezzo interstellare. Dura circa 1000 anni.
Resti di Supernovae
Il resto della supernova di Keplero
viene da una supernova esplosa
nel 1604.
Nube di gas a ~1000 K (verde)
spazza via il gas a velocità
di ~2000 km/s (blu).
Nebulosa del Granchio: resto di
supernova esplosa nel 1054 e
documentata dagli astronomi
cinesi.
Rimase visibile di giorno per 23 giorni!
Nebulosa delle Vele
E’ un resto di SN esplosa 15000
anni fa da una SN di tipo II.
E’ distante circa 800 pc.
Il resto della supernova procede
a velocità elevatissima,
interagisce con il mezzo interstellare
eccitandolo e rendendolo visibile.
Nebulosa Gum 12
Difficile da osservare perché enorme (occupa 40 gradi nel cielo !). E’ centreta nella Vela.
Nasce da SN esplosa 11000 anni fa, dista circa 400 pc (per questo e’ così grande).
Quando esplose doveva apparire luminosa come la luna al primo quarto (quindi visibile
anche di giorno).
Cassiopeia A
Radio
Infrarosso+Visibile+X
La maggior parte dei resti di supernovae conosciuti sono visibili alle frequenze radio.
Cassiopeia A e’ un esempio. E’ esplosa 300 anni fa ma l’esplosione sulla terra non sembra
averla vista nessuno (e la cosa rimane un mistero). Dista circa 3000 pc da noi.
Fasi finali di stelle massicce
Le stelle (isolate!) di massa maggiore alle 8 masse solari finiscono la loro vita nella esplosione
di una supernova. Questa lascia un resto che si espande via nell’universo.
Al centro ci puo’ essere una stella di neutroni (fino a 3 masse solari) oppure un buco nero
se la massa del core è ancora superiore.
Cosa rimane della stella in un resto di supernova ?
Baade e Zwicky ipotizzarono
l’esistenza di «stelle di
neutroni».
analoghe alle nane bianche
ma con un gas degenere
di neutroni invece
che di elettroni.
Nessuno negli anni 30
prese sul serio questa
Ipotesi.
Fritz Zwicky
Walter Baade
Nnel 1967 Jocelyn Bell, allora studente di
dottorato a Cambridge, mentre lavorava alla
costruzione di un sistema di antenne come
radiotelescopio scopre un segnale regolare
con un periodo di circa un secondo.
La Bell lavorava nel gruppo del Prof. Antony
Hewish.
Il segnale misterioso delle Pulsar
• Cosa poteva essere ?
- Messaggio di Alieni: il segnale fu così interpretato all’inizio e la sorgente chiamata come LGM1
(Little Green Man 1). Ma tale soluzione fu scartata ben presto perché furono scoperte altri segnali
provenienti da altre direzioni. Però la storia ha ispirato il romanzo Contact di Carl Sagan ed il film
seguente con Jodie Foster.
- Stelle Variabili: no periodo troppo breve (1 s e meno) una stella non può pulsare così rapidamente.
- Stelle binarie in occultazione: no, ancora periodo troppo breve. Dalla legge di Keplero si dovrebbe
avere una distanza tra le stelle di 1000 km ! Troppo piccola.
- Nane Bianche in rotazione con un «beam» di luce. No la rotazione (1 s) e’ troppo veloce ! La nana
bianca non sopporterebbe tale rotazione e si disintegrerebbe.
La risposta: Stella di Neutroni
• Puo’ essere una stella di neutroni perché:
- Ruota molto velocemente perché molto compatta. Nella contrazione di una stella
si deve conservare il momento angolare. Più la stella è piccola maggiore e’ la sua
velocità di rotazione. Una stella di neutroni di circa 1.4 masse solari ha un
diametro di circa 20 km ! Se il sole fosse condensato in un tale diametro
ruoterebbe con un periodo di un millesimo di secondo. Il periodo di rotazione
attuale e’ di un mese.
- Puo’ avere grandi campi magnetici necessari per produrre il beam di radiazione.
Le linee di campo magnetico si concentrerebbero su di una superficie circa 10
miliardi di volte più piccola. Il campo magnetico sarebbe quindi 10 miliardi di
volte più grande ! Il campo magnetico terrestre e’ di 0.5 Gauss. Il campo
magnetico di una nana bianca e’ di un milione di Gauss. Quello di una stella di
neutroni e’ un trilione di Gauss (anche mille trilioni..).
Stella di Neutroni
Durante l’esplosione di una supernova il
nucleo di ferro si contrae, i nuclei atomici
si disgregano in neutroni.
Il collasso è arrestato dalla pressione di
degenerazione dei neutroni.
Il nucleo di neutroni è quello che poi resta
a formare la stella di neutroni.
Proprietà di una stella di neutroni:
massa, M ~ 1.4 ‒ 3 (?) masse solari
raggio, R ~ 10 km
densità, ρ ~ 10^17 ‒ ^18 kg /m^3
(nucleo atomico ρ = 2×10^17 kg m/^3)
gravità superficiale, g = GM/R2 ~ 10^12 m/s^2 ~ 10^11 g (!)
velocità di fuga, Vf = (2 GM/R)0.5 ~ 2.3×10^5 km/s s ~ 0.8 c (!)
Il momento angolare si conserva → ruota rapidamente.
Il flusso magnetico ( ~B×R^2 ) si conserva → forte campo magnetico.
Il campo magnetico non è diretto lungo l’asse
di rotazione.
- Il forte campo magnetico crea coppie di particelle (elettroni).
- Queste spiraleggiano lungo le linee di forza ed emettono radiazione lungo queste.
- Si forma un raggio di radiazione. Se siamo lungo la sua traiettoria lo vediamo.
Analogia con un Faro. Attenzione in realtà le pulsars non pulsano affatto !!!
Stelle di Neutroni – Resti di Supernovae
Le pulsar emettono anche ad alte frequenze. Guardando ai resti della supernova vista dai cinesi
e (forse) dagli indiani nel 1054, la nebulosa del Granchio, si e’ vista una Pulsar sia nel
visibile che negli X. In alcuni resti NON si osservano Pulsar. O il beam non e’ diretto verso di noi
oppure la supernova originaria era di tipo Ia (che esplode completamente).
Alcune stelle di neutroni
appaioni pero’ isolate.
come e’ possibile ?
Alcune stelle di neutroni hanno moto propri elevati…come se l’esplosione della SN
fosse asimmetrica.
La pulsar B1757-24 si muove alla velocità di circa 600 km/s !
Pulsars
L’esistenza delle stelle di neutroni fu predetta nel 1930 (Zwicky & Baade).
Ma non fu provata fino al 1967, quando Jocelyn Bell-Burnell & Anthony
Hewish scoprirono le Pulsar,
sorgenti radio con pulsazioni
estremamente regolari
(P = 0.001 s);
inizialmente ritenuti segnali
da esseri “intelligenti” poi ci si
è resi conto che sono stelle di
neutroni rapidamente ruotanti;
un corpo di massa M e raggio R che ruota con
periodo P per non essere distrutto dalla forza
centrifuga deve avere P = (3π/Gρ)^0.5:
P = 0.001 s → ρ = 1.4×10^17 kg m-3
Le pulsazioni sono dovute all’emissione a
“faro” della pulsar.
Quindi Jocelyn Bell ha scoperto le pulsars e
quindi le stelle di neutroni.
Purtroppo il premio Nobel per tale scoperta
andò al suo capo, Hewish.
Ancora oggi questo e’ considerato uno dei
più grandi errori del comitato dei Nobel.
(ne hanno fatti parecchi….)
In ogni caso la Bell e’ ritenuta oggi una delle
astronome più importanti (ha vinto molti
altri premi).
La Nebulosa del Granchio
Perché abbiamo questa emissione di luce ? Non e’ una regione HII !
Luce di Sincrotrone
Luce di Sincrotrone
Immagine (vista negli X) della Nebulosa
del Granchio.
I campi magnetici emettono due jet di
Elettroni, questi emettono radiazione
di sincrotrone.
Questo materiale forma delle onde
d’urto che producono radiazione X.
Il momento angolare della Pulsar viene
trasferito all’esterno. La Pulsar rallenta
La sua rotazione.
La pulsar nella nebulosa del Granchio
Ha un periodo di 0.033 s e rallenta
di circa 2 10^-8 secondi l’anno.
Pulsar giovani hanno periodi minori di
Pulsar vecchie !
Fasi finali di stelle massicce
Le stelle (isolate!) di massa maggiore alle 8 masse solari finiscono la loro vita nella esplosione
di una supernova. Questa lascia un resto che si espande via nell’universo.
Al centro ci puo’ essere una stella di neutroni (fino a 3 masse solari) oppure un buco nero
se la massa del core è ancora superiore.
Relatività Speciale
Vi sono due principi alla base
della relatività speciale di
Einstein:
- Le leggi della Fisica non
cambiano se ci spostiamo
rra due sistemi di riferimento
In moto a velocità costante
(sistemi di riferimento inerziali).
- La velocità della luce è la stessa
se misurata in due sistemi di
Riferimento inerziali.
(Esempio dell’astronauta con una
torcia. La luce ci arriva con la stessa
velocità sia che stiamo fermi, sia
se ci muoviamo a velocità costante verso di lui.
Relatività Speciale
Il fatto che la velocità della luce sia la stessa in ogni sistema di riferimento inerziale porta
a due fatti:
- Contrazione delle lunghezze. Un oggetto in moto a velocità costante rispetto a noi ci
Appare di dimensioni minori lungo la direzione del moto.
- Dilatazione dei tempi. In un corpo in moto rispetto a noi a velocità
costante il tempo passa piu’ lentamente rispetto a noi.
Relatività Speciale
Il fatto che la velocità della luce sia la stessa in ogni sistema di riferimento inerziale porta
a due fatti:
- Contrazione delle lunghezze. Un oggetto in moto a velocità costante rispetto a noi ci
Appare di dimensioni minori lungo la direzione del moto.
- Dilatazione dei tempi. In un corpo in moto rispetto a noi a velocità
costante il tempo passa piu’ lentamente rispetto a noi.
Misurare i muoni creati nell’atmosfera terrestre sulla superficie terrestre e’ la
prova della dilatazione dei tempi. I muoni dovrebbero decadere in tempi piu’ brevi
e non dovrebbero raggiungere la superficie.
Relatività Generale
• Estende la relatività speciale a sistemi non inerziali.
• Si basa sul principio di equivalenza. Localmente e’ impossibile
capire se siamo sottoposti ad una forza gravitazionale o
inerziale. Le forze gravitazionali sono forze inerziali e sono
dovute alla curvatura dello spazio tempo.
Relatività Generale
• Estende la relatività speciale a sistemi non inerziali.
• Si basa sul principio di equivalenza. Localmente e’ impossibile
capire se siamo sottoposti ad una forza gravitazionale o
inerziale. Le forze gravitazionali sono forze inerziali e sono
dovute alla curvatura dello spazio tempo.
Prove della Relatività Generale
• Deflessione della Luce.
Nella cinematica newtoniana anche le particelle
prive di massa sono sottoposte ad accelerazione. Questo porta ad
una deviazione della posizione delle stelle rispetto alle cielo delle
stelle fisse se le stelle sono in una posizione nel cielo molto vicina al
Sole. I calcoli per la cinematica newtoniana erano già stati fatti da
Cavendish. Einstein mostrò che se la teoria della relatività generale
era corretta allora l’angolo di deviazione della luce doveva essere il
doppio di quello newtoniano. Eddington, con un esperimento molto
famoso svolto durante l’eclisse di Sole del 1919 confermò il risultato
di Einstein.
Deflessione della Luce di una Stella da parte
del Sole.
Telegramma di Eddington ad Einstein nel quale si afferma che le misure
confermavano la sua teoria.
Prove della Relatività Generale
Sono stati individuati sistemi
di stelle di neutroni binari come
PSR B1913+16 (in questo caso
una delle due stelle di neutroni
la vediamo come una Pulsar).
Questo oggetto, scoperto dagli
astrofisici Hulse e Taylor mostra
Delle orbite in accordo con la relatività
Generale. Inoltre si ha uno spostamento
Nel tempo del periastro in accordo con
la perdita di energia del sistema tramite
onde gravitazionali, previste dalla GR.
Hulse e Taylor hanno ricevuto il premio
Nobel nel 1993 per questa scoperta.
Buchi neri
Come per le nane bianche c’è una massa
limite anche per le stelle di neutroni:
M < 3 Masse Solari
Non esiste nessun processo fisico noto
che si possa opporre al collasso
gravitazionale di una stella di neutroni.
La stella collasserà in un punto di volume
nullo e densità infinita, ovvero una
singolarità: un Buco Nero (Black Hole, BH).
La velocità di fuga dalla superficie di un
corpo sferico di massa M e raggio R è:
vf = (2GM/R)^0.5
Supponiamo di comprimere il Sole in una
sfera di raggio < 3 km:
vf > c (c = 300000 km/s velocità della luce)
neanche la luce può sfuggire → Buco Nero!
I Black Holes
Il forte campo gravitazionale vicino ad un buco nero (BH) può essere descritto solo utilizzando la teoria
della relatività generale di Einstein.
Nella relatività generale lo spazio ed il tempo fanno parte di uno spazio-tempo a 4 dimensioni (3 spaziali
ed 1 temporale).
La massa curva lo spazio-tempo. La curvatura dello spazio-tempo determina il moto delle masse. La
gravità è una manifestazione della curvatura dello spazio-tempo.
I corpi celesti (pianeti, stelle ecc.) abbastanza lontani dal corpo nero continueranno a muoversi secondo
le leggi di Newton.
Ad esempio: basta stare a circa 1000 km di distanza da un buco nero di 10 Msolari per avere
nuovamente la meccanica Newtoniana.
Orizzonte degli eventi
La massa di un BH è concentrata in un punto
di volume zero e densità infinita: una singolarità
(non vale più la fisica nota).
Questa singolarità è “nascosta” dall’orizzonte
degli eventi: il volume intorno alla singolarità da
cui né particelle né fotoni riescono a sfuggire.
Il raggio dell’orizzonte degli eventi (Raggio di
Schwarzschild) si ottiene dall’espressione della
velocità di fuga sostituendo
v_f → c; c = (2GM/R)^0.5 ovvero:
R_S = 2GM/c^2 ~ 3 km (M/Msole)
Un derivazione rigorosa richiede la relatività generale.
Un buco nero è completamente caratterizzato da massa M, momento
angolare J (velocità di rotazione; J=0 → BH di Schwarzschild, J>0 → BH
di Kerr) e carica elettrica Q (in pratica Q~0).
Le proprietà del materiale che cade in un BH sono irrilevanti una volta che
ha passato l’orizzonte degli eventi!
Come si osservano i BH ?
I buchi neri non possono essere
osservati direttamente, ma solo
attraverso i loro effetti
gravitazionali.
Un esempio è la scoperta dei BH
nelle binarie X:
la massa può essere
misurata dalla oscillazioni
periodiche (effetto Doppler)
della stella compagna.
Se la stella compatta ha
massa > 3 Msolari allora deve
essere un BH.
Il primo candidato: Cygnus X1
Storicamente il primo candidato a Buco Nero e’ stata la sorgente X Cygnus X1 attorno
alla supergigante blu HDE 226868. La sorgente X e’ variabile in modo irregolare con un
Periodo dell’ordine del centesimo di secondo. Questo porta a concludere che abbia un
Dimensione massima di circa 3000 km. Da misure delle righe spettrali della gigante blu si
Nota uno shift doppler e si ottiene una massa per la compagna sulle 7 masse solari.
Non può quindi essere una stella di neutroni, e’ probabilmente un buco nero.
Altri candidati
V404 Cygni è un sistema binario costituito da una stella ordinaria e da un buco nero, situato
nella costellazione del Cigno, ad una distanza di 2,39± 0,14 kpsc (circa 7800 anni luce) dalla Terra. Gli
astronomi scoprirono la sua presenza nel 1989, quando il satellite giapponese per raggi X Ginga rilevò un
burst di raggi X da un oggetto allora noto con la sigla GS2023+338. Esso proveniva da una regione dove
era stata registrata nel 1930 una nova.
Successivi studi condotti dall'Osservatorio di Mauna Kea hanno accurato che si tratta di un sistema
costituito da una stella di classe spettrale K, con una massa circa il 70% del Sole, ruotante attorno ad un
oggetto con massa di circa 12 volte il Sole, con un periodo di 6,5 giorni. Essendo tale massa molto
superiore al limite di Oppenheimer, l'oggetto può essere solo un buco nero. La notevole vicinanza della
stella ordinaria fa sì che essa abbia una forma allungata verso il buco nero, che le sottrae materia
attraverso un disco di accrescimento. Ogni qualche decina di anni il disco raggiunge dimensioni tali da
provocare violenti fenomeni che danno luogo alle forti variazioni di luminosità osservate. Questo sistema
ospita il buco nero più vicino alla Terra di cui è stata accertata l'esistenza.
Altri Candidati
A0620-00 (V616 Monocerotis), è un sistema binario a raggi X formato da una stella di classe
spettrale K e da un candidato buco nero, situato nella costellazione dell'Unicorno.
La controparte visibile del sistema è una nana arancione di massa compresa tra le 0,5 e
1,5 masse solari, mentre l'oggetto compatto, un probabile buco nero, ha una massa compresa
dalle 3 alle 11 masse solari, a seconda delle fonti prese come riferimento. La distanza del
sistema dalla Terra è di circa 3000 anni luce.
In totale come binarie X ad oggi si sono trovati una ventina di candidati a buco nero.
Gamma Ray Bursts (GRB)
Brevi e intensi lampi (bursts) di raggi γ.
Durata del singolo lampo ~ pochi secondi.
L’alone nei raggi X e nell’ottico sparisce in
alcuni giorni.
Due tipi di GRB:
di lunga durata: 2 → 1000 s (più comuni)
di corta durata: 0.01 → 2 s
Sono distribuiti a caso su tutto il cielo →
hanno un’origine extragalattica.
L’origine extragalattica comporta
luminosità ed energie estreme:
L ~ 10^43 W
E ~ 10^45 J
Nei casi più estremi:
E ~ 10^47 J ~ Msolare c^2 (!)
Gamma Ray Bursts (GRB)
Natura Extragalattica dei GRB
La natura extra-galattica dei GRB e’ stata confermata dalle misure combinate del satellite
Italiano Beppo-Sax e dell’HST. GRB e galassia ospite sono nelle stesse coordinate.
Cosa produce i GRB ?
Durata corta:
stadio finale della fusione
di una binaria composta
da stella di neutroni e
buco nero (o altra stella di
neutroni).
Durata lunga:
collasso del nucleo di una
stella massiccia (> 25 Msolari)
rapidamente ruotante
Buchi Neri Supermassivi
Al centro di ogni galassia si suppone la presenza di un buco nero supermassivo (con
massa pari a milioni ma anche a miliardi di masse solari e raggi di Schwarzschild dell’ordine
di 1 UA. In alcune galassie e’ visibile il disco di accrescimento ed il jet come per un buco nero
di origine stellare.
Buco Nero al Centro della Via Lattea
Gli astronomi ritengono che anche la
nostra Galassia contenga al suo centro un buco nero
supermassiccio, in direzione della
radiosorgente Sagittarius A*, a 26.000 anni luce dal
sistema solare in quanto:
- La stella S2 segue un'orbita ellittica con un periodo di
15,56 ± 0,35 anni ad una distanza media di 134,6 UA (17
ore-luce).
- Dal moto di S2, la massa dell'oggetto viene stimata in
4,1 milioni di masse solari.
-Il raggio dell'oggetto centrale deve ovviamente essere
inferiore a 17 ore luce, altrimenti S2 entrerebbe in
collisione o ne verrebbe lacerata dalle forze di marea.
Misure recenti indicano che il raggio dell'oggetto non sia
superiore a 6,25 ore luce, cioè all'incirca l'orbita di Urano.
Solo un buco nero ha una densità sufficiente per stivare
4,1 milioni di masse solari in un tale volume di spazio.
Stelle Variabili
Alcune stelle possono variare di
alcune magnitudini in brillanza.
- Variabili RR Lyrae.
- Variabili Cefeidi.
- Variabili a lungo periodo.
Sono tutte stelle evolute di
postsequenza.
La variabilità sembra causata da
pulsazioni in cui l’inviluppo esterno
si espande e si contrae ciclicamente.
Ricordiamo che:
Per esempio nelle Cefeidi il raggio
varia del 5-10% durante le
pulsazioni.
Variabili Cefeidi
Il nome di questa classe di stelle deriva da δ Cephei, la prima variabile di questo tipo osservata
nella nostra galassia. Essa varia dalla magnitudine 3,7 a 4,5 in un periodo di 5,4 giorni.
Le Cefeidi si dividono in
Cefeidi di tipo I (o classiche): hanno pulsazioni regolari da giorni a mesi. Sono stelle
Giovani di popolazione I e sono 4-20 volte piu’ massicce del Sole e fino a 100000 volte piu’
Luminose. Sono supergiganti gialle di classe F6-K2.
Cefeidi di tipo II: sono stelle di popolazione II, povere di metalli, vecchie e di massa piccola
(meta’ di quella del Sole). Si suddividono ulteriormente in gruppi in base alla durata della
pulsazione. 1-4 giorni BL Her subclass, 10–20 giorni W Virginis , periodi maggiori RV Tauri .
Variabili Cefeidi
Il nome di questa classe di stelle deriva da δ Cephei, la prima variabile di questo tipo osservata
nella nostra galassia. Essa varia dalla magnitudine 3,7 a 4,5 in un periodo di 5,4 giorni.
Le Cefeidi si dividono in
Cefeidi di tipo I (o classiche): hanno pulsazioni regolari da giorni a mesi. Sono stelle
Giovani di popolazione I e sono 4-20 volte piu’ massicce del Sole e fino a 100000 volte piu’
Luminose. Sono supergiganti gialle di classe F6-K2.
Cefeidi di tipo II: sono stelle di popolazione II, povere di metalli, vecchie e di massa piccola
(meta’ di quella del Sole). Si suddividono ulteriormente in gruppi in base alla durata della
pulsazione. 1-4 giorni BL Her subclass, 10–20 giorni W Virginis , periodi maggiori RV Tauri .
Variabili Cefeidi
Il nome di questa classe di stelle deriva da δ Cephei, la prima variabile di questo tipo osservata
nella nostra galassia. Essa varia dalla magnitudine 3,7 a 4,5 in un periodo di 5,4 giorni.
Le Cefeidi si dividono in
Cefeidi di tipo I (o classiche): hanno pulsazioni regolari da giorni a mesi. Sono stelle
Giovani di popolazione I e sono 4-20 volte piu’ massicce del Sole e fino a 100000 volte piu’
Luminose. Sono supergiganti gialle di classe F6-K2.
Cefeidi di tipo II: sono stelle di popolazione II, povere di metalli, vecchie e di massa piccola
(meta’ di quella del Sole). Si suddividono ulteriormente in gruppi in base alla durata della
pulsazione. 1-4 giorni BL Her subclass, 10–20 giorni W Virginis , periodi maggiori RV Tauri .
RR-Lyrae
Variabili RR Lyrae
Le stelle variabili di tipo RR-Lyrae sono stelle periodiche che si trovano essenzialmente
negli ammassi globulari. Hanno masse dell’ordine di meta’ di quella del Sole.
Sono stelle vecchie e di popolazione II
Sono molto piu’ comuni delle Cefeidi ma anche molto meno luminose.
La magnitudine assoluta di una RR-Lyrae e’ 0.75 solo 40 o 50 volte piu’ luminosa del Sole.
Il periodo e’ generalmente minore di un giorno, sulle sette ore.
Sono usate per determinare le distanze degli ammassi globulari.
Metodo dell’ammasso mobile
La Heavitt calibro’ le Cefeidi nell’ammasso delle Iadi. Queste sono Cefeidi di popolazione I.
Le cefeidi viste da Hubble e Humason per M31 erano invece di popolazione II.
Vedremo che Hubble sbaglio’ calibrazione stimando una luminosita’ delle cefeidi
In M31 maggiore e quindi una distanza di M31 minore (vedremo costante di Hubble Maggiore).
Parallasse Spettroscopica
Relazione Periodo-Luminosita’
Le Cefeidi variano con un
periodo che cresce con la
luminosità media.
La luminosità intrinseca di una
Cefeide può essere determinata
a partire da suo periodo!
Le Cefeidi sono in genere molto
luminose e possono essere
osservate a grandi distanze
(anche nelle galassie esterne).
Le osservazioni delle Cefeidi
possono essere utilizzate per
misurare le distanze fino alle
galassie vicine.
Le Cefeidi di tipo I hanno una relazione
periodo-luminosita’ diversa da tipo II !!
A parita’ di periodo sono piu’ luminose.
E’ necessario fare attenzione !!!
Come facciamo a conoscere la luminosita’ intrinseca ?
Intorno al 1910 Henrietta Leavitt scopre che le
Luminosita’ delle stelle variabili cefeidi della
Piccola nube di Magellano si dispongo in funzione
del loro periodo di luminosita’ secondo una legge
Del tipo:
M 2.78 log 10 ( P) 1.35
Tra il 1914 e il 1920 Harlow Shapley, all’epoca
all’osservatorio di Mt. Wilson, usa le variabili cefeidi per
stimare il diametro della nostra galassia.
Secondo Shapley la nostra galassia era di un diametro
di circa 150.000 anni luce.
Nel 1920 nacque un dibattito famoso tra Shapley e
Heber Curtis del Lick observatory. Secondo Curtis
Le variabili cefeidi non erano attendibili, la galassia
era molto piu’ piccola (30.000 anni luce) ed il
Sole quasi al suo centro.
