Astronomia
Lezione 23/1/2012
Docente: Alessandro Melchiorri
e.mail:[email protected]
Slides: oberon.roma1.infn.it/alessandro/
Libri di testo:
- An introduction to modern astrophysics B. W. Carroll, D. A.
Ostlie, Addison Wesley
- The Physical Universe, an introduction to Astronomy F. Zhou,
University Science Books
- Elementi di Astronomia, P. Giannone.
La nostra galassia:
La Via Lattea
La debole banda di luce della Via
Lattea è la luce delle stelle nel
piano della nostra Galassia vista
dall’interno.
Quanto e’ grande la nostra Galassia ?
Mappa della nostra galassia fatta da Herschel nel 1785. Il Sole e’ al centro….
La Via Lattea nel Visibile
Nel visibile la nostra visione della Via Lattea è fortemente condizionata dall’estinzione
da polvere interstellare.
L’estinzione nel visibile è ~ 1 mag/kpc (molto più alta nelle nubi dense)
Distanza di Luminosita’
A 4r 2
L
f
4r 2
Conoscendo la luminosita’ intrinseca di un oggetto e misurando il flusso
Possiamo risalire alla sua distanza di luminosita’.
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 log10 ( 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.
Gli ammassi globulari
Esistono circa 200 ammassi globulari
nella Galassia.
Sono ammassi di 5×10^4-10^6
stelle: diametro ~25 pc;
tenuti insieme dalla gravità;
stelle vecchie (parte bassa della
sequenza principale).
Distanze da:
relazione periodo luminosità delle
Cefeidi e tecniche statistiche (vedremo
Prossima lezione).
Il centro della distribuzione degli
ammassi globulari identifica il centro
della Galassia
Il Sole si trova sul piano galattico
a ~8 kpc dal centro della Galassia
La Via Lattea nel vicino infrarosso
Sferoide
nucleare
Disco
Nubi di
Magellano
(galassie satelliti)
La Via Lattea nel lontano infrarosso
Dall’esterno, la nostra Galassia
potrebbe essere molto simile al
suo vicino più grande, la galassia
di Andromeda (o M31).
Composizione della Via Lattea
Le più importanti
componenti della
Galassia sono:
1. Disco
2. Sferoide (bulge)
3. Alone
Le popolazioni stellari
La Galassia contiene due popolazioni di stelle che si distinguono per l’abbondanza di
elementi più pesanti dell’Elio, i Metalli.
Stelle di Popolazione I: si trovano nel disco, sono ricche di metalli,
relativamente giovani.
Stelle di Popolazione II: si trovano nell’alone, povere di metalli, vecchie
(prima generazione di stelle nella Galassia).
Struttura della galassia: il disco
Disco
diametro ~50 kpc;
spessore ~500 pc;
caratterizzato da braccia a spirale.
Braccia a Spirale
gran parte delle stelle sono di
popolazione I;
contengono gran parte
del gas;
molte stelle luminose
di tipo O e B, e regioni HII;
nubi molecolari giganti;
ammassi aperti.
Formazione stellare in corso.
Struttura della galassia: sferoidi
Alone
diametro ~200 kpc;
stelle di popolazione II;
parte bassa della sequenza principale;
giganti rosse e nane bianche;
~200 ammassi globulari (pop. II);
diverse galassie satelliti
(es. le Nubi di Magellano);
poco gas e poca polvere.
Sferoide nucleare (bulge)
raggio ~3 kpc;
stelle di popolazione I e II;
stelle fredde vecchie ed evolute;
alcune stelle giovani;
la più alta densità di stelle nella
Galassia, poco gas e poca polvere
Idrogeno neutro (HI)
La distribuzione di H nella Galassia può essere mappata alle lunghezze d’onda radio
con la riga di emissione a 21 cm che viene ammessa a seguito della variazione
dell’orientazione dello spin dell’elettrone nello stato fondamentale.
HI a 21 cm mostra che il gas neutro è concentrato sul piano della galassia.
Traccianti della struttura a spirale
Nubi molecolari e struttura a spirale
Tecniche simili si possono
applicare all’emissione radio
della molecola del CO per
tracciare la distribuzione
delle nubi molecolari giganti.
Anche queste sono
concentrate lungo le braccia
a spirale.
Struttura a spirale della galassia
Sono stati identificati 4
braccia a spirale
principali:
Perseo, Cigno, Sagittario
e Croce- Scudo.
Esistono anche diverse
braccia minori
(Orione e Centauro)
Il Sole si trova al bordo di
uno di questi (Orione)..
La Via Lattea come Spirale Barrata
Lavori recenti suggeriscono
che le braccia a spirale si
dipartono dalle estremità di
una struttura allungata che
passa attraverso il nucleo:
una barra.
I Moti Orbitali nella galassia
Le stelle nel disco e nelle componenti sferoidali seguono orbite differenti
attorno al centro della Galassia.
- Le stelle del Disco, le nubi
del mezzo interstellare
ecc., seguono orbite quasi
circolari nel piano del
disco della Galassia.
- Le stelle dell’Alone e gli
Ammassi Globulari hanno
orbite fortemente ellittiche,
orientate casualmente.
Moti orbitali nel disco
L’orbita del Sole
La curva di rotazione galattica
Distribuzione di massa nell’Alone
La massa totale della galassia
Il centro galattico
Visione nel radio del GC
Stelle al centro della Via Lattea
Il buco nero al centro della Galassia
Il centro galattico negli X
Il Gruppo Locale
Andromeda e galassie satelliti
