Lezione 30

Astronomia
2016-17
Parte V
Astrofisica galattica
30
Regioni HII
• Temperatura ~104K, ambiente circostante (giant molecular cloud) ~100K
• Densità ~103cm-3 sia in regione HII che nei dintorni
P=
ρ
<m>
kT
La pressione nella regione HII è più alta
Le regioni HII espandono nel tempo:
L’espansione provoca compressione del gas circostante
Questa può facilitare nuova formazione di stelle
D’altra parte:
Il riscaldamento del gas associato alla compressione può frenare il collasso
Presenza di molecole (CO, H2) può aiutare il raffreddamento
(rottura legame molecolare)
Regioni HII
Emissione termica delle regioni HII
Emissione continua
- “free-free” (“bremsstrahlung”)
Alle T tipiche di regioni HII:
emissione nel radio-microonde
Te ∝ ν −α
α ≅ 2 .1
Emissione concentrata sul piano galattico
Paladini et al, 2003, A&A, 397, 213
(Simulations for Planck mission)
Emissione galattica di free-free nelle
osservazioni di PLANCK
Rosette Nebula (NGC 2244) in Monoceros
Distance: 1.3 kpc, Diameter: 15pc
O-B association in the center created a “cavity”
Lagoon Nebula (M8) in Sagittarius
HII Region
Distance ~ 2kpc, Diameter ~ 20pc
O-B stars produce ionizing radiation
Stelle T Tauri
Pre-main sequence stars
• Al di sopra della sequenza principale
• Righe in emissione
• Abbondanza di Litio (Tcore < 106K)
• Forte “vento stellare”
Curve di luce
• Variabilità: P ~ 1-10 giorni, semi-regolare
Macchie superficiali
Riga in emissione H-alpha (6562,81 Å)
Assorbimento
Blue-shift
(outflow
200 km/s)
Assorbimento nelle code Doppler
Inflow (collasso)
Outflow (vento stellare)
Stelle T Tauri in Orion Nebula
Stelle T Tauri
Pre-main sequence stars
• Strong winds in T Tauri stars ejecting surrounding gas and dust.
• The winds are constrained to flow preferentially along the rotation
axes by the disk of dust and gas.
• After most of the gas is blown away, the forming star becomes visible.
Struttura della Via Lattea
Difficoltà a tracciare la struttura su larga scala della Via Lattea
William Herschel, Esq. F. R. S.
Philosophical Transactions of the Royal
Society of London, Vol. 75. (1785), pp.
213-266.
Thomas Wright (1750)
J.C. Capteyn , ApJ, 55, 302. (1922)
A. Shapley, 1920
La Via Lattea
Stelle, ammassi, materia interstellare (+DM)
Galassia
Difficile osservazione della struttura su larga scala
Nostra posizione: interna, sul piano galattico
Polvere interstellare
Prima stima del centro Galattico:
Shapley (1920’s): misure della distribuzione sferica degli ammassi globulari
RR Lyrae come indicatori di distanza
Misure di ammassi globulari nei 3 piani
Distanza dal Sole del centro della distribuzione.
Stime attuali incerte al 10%: R0 = 7.2–8.8 kpc
Z. Malkin Astronomy Reports, 57, 2, pp.128-133 (2013)
La Via Lattea
La Via Lattea
Popolazioni stellari: traccianti dell’evoluzione
Popolazione I: “Materiale giovane”
(stelle + mezzo interstellare)
-Ammassi aperti
-Alta metallicità
-Stelle associate con gas e polvere interstellare
-Confinate nel piano galattico
Popolazione II: “Componente vecchia”
-Ammassi globulari
-Bassa metallicità
-Non c’è gas e polvere interstellare
-Distribuzione a simmetria sferica
(Alone, “Halo”), densità decrescente
-Dispersione di velocità più grandi
Distribuzione spaziale e delle velocità
Struttura a spirale
- Evidenza da galassie esterne
- Analoghe quantità di gas e polveri osservate in altre galassie a spirale
Struttura a spirale
Braccia spirali in galassie esterne: distribuzione non omogenea
Tracciata da associazione OB e regioni HII
Ricerca di struttura nella Via Lattea usando questi traccianti (ottico-IR)
Misura di distanza per parallasse spettroscopica nelle stelle O,B
Problema dell’assorbimento/estinzione
Concatenazione di regioni HII: indizio di struttura a spirale
M101
Struttura a spirale
Misura della distanza e posizione di Regioni HII
- Evidenza di 4 braccia a spirale
R < R0
Orbita del Sole
introno al centro
galattico
R > R0
Altri traccianti: riga HI 21 cm, CO da nubi molecolari giganti (GMC)
Struttura a spirale
Spitzer Space Telescope (NASA) - Survey of 30 million stars
Milky Way Galaxy is has a large central bar, dbar ∼ 27,000 ly
Spitzer 2005
Spitzer 2003
Sun
Barred Spiral Milky Way
(R. Hurt, SSC, JPL-Caltech, NASA)
Struttura a spirale
Spitzer Survey (2008): ∆l = 130° , ∆b = ± 1°
Mosaic combines 800,000 frames, and includes >110 million stars.
Spitzer 2014
Spitzer 2003
Sagittarius and Norma appear to be
only “minor” arms
Barred Spiral Milky Way
(JPL-Caltech, NASA)
Two main arms (Perseum, Scutum-Centaurus)
- connect with central bar
- typical of barred spirals
La Via Lattea
Rotazione differenziale
Tutto il materiale della Galassia orbita attorno al centro galattico
Oggetti più vicini al centro galattico orbitano con un periodo inferiore a quelli più lontani
“Rotazione differenziale”
P ∝ R 3/2
(Keplero)
Periodo: dipende dal raggio e dalla massa contenuta nell’orbita
possiamo usare il periodo orbitale (velocità angolare) a diverse
distanze per studiare la distribuzione di massa
Supponiamo la Galassia a forma di disco
Massa contenuta in R:
R
R
0
0 Sul piano del disco, equivale ad
M ( R ) = ∫ ρ ( r )dV = ∫ ρ ( r )2π rhdr
Particella di massa m alla distanza R
Forza di gravità
avere tutta la massa al centro
GmM ( R ) mv 2 ( R)
Forza centripeta
=
2
R
R
v 2 ( R) R Se possiamo misurare R e v(R),
M ( R) =
possiamo dedurre la distribuzione di
G
massa M(R)
La Via Lattea
Rotazione differenziale
v 2 ( R) R
M ( R) =
G
Velocità angolare: v = ωR
M ( R) =
In generale le funzioni
ω 2 ( R) R 3
G
ω ( R ), v( R )
GM ( R )
v( R) =
R
Se possiamo misurare ω(R), possiamo
dedurre la distribuzione di massa M(R)
sono dette “curve di rotazione”
Se tutta la massa è all’interno dell’orbita
M(R) = Mtot = Costante
ω 2 ( R) R 3 = GM tot = Constant
ω ( R ) ∝ R −3 / 2
Dipendenza “kepleriana”
v( R ) = ω ( R ) R ∝ R −1/ 2
Superata la soglia RK oltre la quale si ha massa trascurabile
rispetto a quella interna (R < RK)
Curva di rotazione con dipendenza Kepleriana
La Via Lattea
Rotazione differenziale
Rotazione differenziale
Doppler shift nelle righe osservate a diverse distanze dal centro galattico
Come?
In una data direzione vediamo
diverse stelle (o ISM) con
diverse componenti di velocità
radiale
1) Più veloce del Sole, maggior proiezione
Redshift
2) Stessa orbita di (1), stesso redshift
3) Massima velocità, tutta radiale
4) Stessa orbita del sole
Max redshift
redshift nullo
5) Più lento del sole, minor proiezione
Blueshift