Astronomia Lezione 15/1/2016

Astronomia
Lezione 15/1/2016
Docente: Alessandro Melchiorri
e.mail:[email protected]
Sito web per slides lezioni:
oberon.roma1.infn.it:/alessandro/astro2015/
Libri di testo consigliati:
- An introduction to modern astrophysics B. W. Carroll, D. A. Ostlie, Addison Wesley
- Universe, R. Freedman, w. Kaufmann, W.H. Freeman and Company, New York
- Introduction to Modern Cosmology, B. Ryden, Addison-Wesley
Anisotropie del Fondo Cosmico
Quattro meccanismi sono alla base delle formazione delle anisotropie:
 Gravità (Effetto Sachs-Wolfe)
 Fluttuazioni intrinseche (Adiabatiche)
 Effetto Doppler
 Potenziali variabili nel tempo (Effetto Sachs-Wolfe integrato)



⃗ ⃗
T ⃗
n    g z   0  n  v b   e  H 1 dz
T
0
Gravità
Adiabatico
Doppler
ISW
Hu, Sugiyama, Silk, Nature 1997, astro-ph/9604166
4
Parametri cosmologici e CMB
Densità Materia Oscura
Densità Materia
Barionica
Constraining Cosmological Parameters with CMB
L’universo è formato da radiazione (ρ~1/a4),
materia
(ρ~1/a³) e da una costante cosmologica (ρ~cost)
L’equazione di Friedmann può essere riscritta come:
H2
H0
2

 r ,0
a4

 m,0
a3
   ,0 
1  0
a2
Durante l’espansione dell’universo, ci sono state delle fasi
in cui una delle componenti dominava sulle altre:
•
•
•
t  t r ,m (  47 kyr )
t r ,m  t  t m,
t  t m , ( 9.8Gyr )
radiazione
materia
costante
cosmologic
a
Era della
Nucleosintesi
Primordiale
13,7 miliardi
di anni fa: Big
Bang
• Andamenti delle
abbondanze primordiali
di D, 3He, 4He e 7Li
previsti dal modello
teorico e confrontati con
alcune misure recenti
• Lo “spessore” delle
linee e’ un errore
intrinseco della
nucleosintesi dovuto
alle incertezze sulla vita
media del neutrone
scale
logaritmiche
misure
ricavate
dalla
CMB
La catena della nucleosintesi inizia con la formazione del
deuterio:
n p  D 
D   n
Quando T<0.1Mev la fotodissociazione
inizia la produzione di elementi più pesanti
n  D 3 He
p  3He 4 He
p  D  3 He
n 3He 4 He
D  D 4 He
p
diventa inefficiente
• Dopo circa 5 minuti, la
maggior parte dei neutroni
è andata a formare nuclei
di 4He, mentre molti protoni
sono liberi
• Sono prodotti anche D,
3
He e 7Li, ma in quantità
molto meno significative
A
Le abbondanze primordiali degli elementi leggeri sono alterate
dall’evoluzione chimica a cui le stelle sono soggette
L’alterazione avviene in due direzioni
opposte
produzione di tali
elementi nelle stelle
aumento
della frazione di massa
distruzione di tali elementi
da parte delle stelle
diminuzione
della frazione di massa
prodotto durante la nucleosintesi
tramite
BARIOMETRO
IDEALE
n p  D 
nessuno dei processi astrofisici
noti è in grado di produrre deuterio
viene distrutto dalle stelle e
convertito in 3He
Si osservano regioni con una bassa metallicità, e se ne
analizzano gli spettri di assorbimento
serie di
Lyman
QSO
si osservano nubi di idrogeno neutro
interposte tra una sorgente (QSO) e
l’osservatore
QSO 1937-1009, Z=3.572
mediando 5 valori ottenuti da QSO’s differenti
si è ottenuto (Kirkman et al., 2003, Steigman
2004):
D
 2.6  0.4   10 5
H
ISM
i valori ottenuti sono inferiori ai
precedenti a causa delle presenza di
stelle
Chengalur, Braun e
Burton(1997), osservando in
direzione opposta al centro
galattico, hanno ottenuto:
D
 3.9  1.0   10 5
H
Sistema Solare
Libowich (2000), osservando
in direzione del centro galattico,
ha ottenuto:
>
>
D
 1.7  0.3  10 6
H
tranne nel Sole, i valori trovati
dovrebbero essere molto vicini a quelli
primordiali
dall’atmosfera di Giove
(Mahaffy et al. 1998), è
stato ottenuto:
vento solare (Gloecker,
1999), è stato ottenuto:
D
 2.6  0.7   10 5
H
D
 1.94  0.36  10 5
H
prodotto durante la nucleosintesi
tramite 3
3
D  p  He  
D

D

He  n
,
Competizione di due processi tra loro
opposti:
viene prodotto dalle stelle durante la loro evoluzione
viene bruciato dalle stelle e convertito in 4He
gradiente di metallicità a
seconda della zona di
cielo osservata
gradiente per la
frazione di massa 3He
Si adotta come limite
superiore per
l’abbondanza
primordiale, quella
misurata nelle regioni HII
più distanti dal centro
galattico e povere di
metalli
valore ricavato
da WMAP
3
3
He
 1.1  0.2  10 5
H
He H  1.04  0.04   10 5
Debole dipendenza dell’ 3He da η
ne limita l’utilizzo come bariometro
prodotto durante la nucleosintesi
tramite
 3 H  p  4 He  
3
4
 He  n  He  
3
4
 H  D  He  n
 3 H  D  4 He  p

Il valore
dell’abbondanza di
questo elemento
misurato attualmente,
Y0, non corrisponde a
quello primordiale, Yp.
L’ 4He viene, infatti,
prodotto dalle stelle, a
partire dall’idrogeno
Y0 > Y P
I dati più significativi sono stati raccolti osservando le linee di emissione dell’idrogeno e
dell’elio provenienti da regioni HII extragalattiche, a basso contenuto metallico
misura effettuate da Izotov &
Thuan (IT, 1999) con il Keck
telescope, hanno condotto al
valore:
Misure della frazione di massa primordiale
di 4He, negli anni 1978 - 2004.
La linea continua rappresenta il valore
predetto dal SBBN/WMAP
SBBN/WMAP
Y pIT  0.2452  0.0015
Olive & Skillman (OS, 2004),
hanno trovato:
Y pOS  0.2472  0.0035
prodotto durante la nucleosintesi
tramite
4
He 3H  7 Li  
Competizione di due processi tra loro
opposti:
viene prodotto in quantità significative durante
l’evoluzione stellare
un parte di esso viene, però, distrutto
all’interno delle stelle
Abbondanza del litio log(Li)≡[Li] ≡12+log(Li/H) in
funzione della metallicità (V. V. Smith)
L’andamento globale
della frazione di massa
è quello di aumentare
progressivamente
con il tempo
Spite
Plateau
Nello “Spite Plateau”
(aloni caldi di alcune
stelle della Galassia
povere di metalli)
l’abbondanza del 7Li è
pressoché uniforme
valore misurato nello Spite
Plateau ( Bonifacio et al. 2002)
Li
46
 2.19 00..38

 10 10
H
7
dati provenienti da stelle in
ammassi globulari (Bonifacio &
Molaro, 1997)
 Li  2.19  0.01 10
7
valore ricavato osservando 62
aloni di stelle
(Melendez&Ramirez, 2004)
SBBN
 Li 
7
p
 Li 
7
p
10
 2.37  0.05 10 10
10
 2.6500..05

10
06
Secondo il Modello Cosmologico Standard,
Standard le abbondanze primordiali di
questi elementi dipendono da un solo parametro: l’abbondanza di barioni, η
Limiti posti sulla
densità di barioni
ricavati dalle
misure della CMB
e dalle
abbondanze di
Deuterio ed Elio
Possibili argomenti per argomenti a scelta
L'esame è solo orale.
orale Si inizia con un argomento scelto da voi sul quale dovete
prepararvi un discorso di 10 minuti (con formule etc).
Il discorso puo' essere fatto alla lavagna oppure potete prepararvi una presentazione.
Se vi preparate una presentazione: 1) Mandatemil .pdf via e-mail il giorno prima,
2) Non prendete troppo dalle slides del corso, 3) portatevi un laptop su cui fare la
presentazione (niente pennette).
L'argomento lo potete scegliere da voi (ma chiedetemi via mail se va bene) oppure
lo potete scegliere tra questi:
1- Coordinate celesti (diversi sistemi e formule per passaggio da un sistema all'altro.
2- Metodi di misure di distanze in astronomia (parallassi, cefeidi, supernovae, TF, Hubble,..)
3- Diagramma HR: significato fisico, classi spettrali e classi di luminosità, applicazioni.
4- Stelle binarie: classificazioni, metodi di rivelazione, relazione L/M per stelle di s.p.
5- Evoluzione stellare: dalla sequenza principale a SN, nane bianche, buchi neri e pulsars.
6- Fusione all'interno delle stelle: ciclo PP, CNO,.... Picco di Gamow.
7- Atmosfere stellari: spettri di assorbimento, eq. Saha, eq Boltzmann, abbondanze.
8- Galassie, ammassi di Galassie.
9- Cosmologia: equazione di Friedmann, stati evolutivi dell'universo.
10- Cosmologia, prove del modello del Big Bang: CMB e BBN.
….
Dopo l'esposizione dell'argomento a scelta ci saranno delle domande su uno
di questi argomenti.
Links utili in rete
1- xxx.arxiv.org contiene nella sezione astrophysics praticamente tutti gli articoli
scientifici in astrofisica pubblicati negli ultimi 20 anni.
2- https://ui.adsabs.harvard.edu/ database della NASA. Ha articoli anche più
vecchi.
3- http://inspirehep.net/ database del Fermilab (ha articoli più di particelle).
Potete divertirvi ad inserire il nome di un professore e vedere quanti articoli ha scritto,
su cosa e con chi.
Prospettive per carriera in Astronomia/Astrofisica
- Dopo laurea triennale, laurea magistrale in Astronomia e Astrofisica.
- Potete anche fare la laurea in Fisica e poi scegliere una tesi in Astrofisica
(es. laurea indirizzo teorico → tesi in cosmologia o relatività generale).
- Dopo la laurea: Dottorato a roma in Astronomia (10 posti ogni anno) o
in Fisica (20 posti a Sapienza).
Dottorato: tre anni, 1000 euro al mese (1500 se andate all'estero).
Dottorato all'estero.
- Dopo il dottorato: postdoc, etc. Posizioni di lavoro per astrofisici:
http://cosmocoffee.info/viewforum.php?f=8&sid=25c23db067c1b6d317bbf39fb94edb56
http://jobregister.aas.org/
http://inspirehep.net/collection/Jobs
Su quest'ultimo sito (più diretto a fisici di particelle che astrofisici) potete vedere
che risultano oggi circa 170 offerte per Astrofisici contro circa 200 per
fisici di particelle.
Esempio di luogo per
Conferenza/scuola
in astronomia.
Cosmology on the Beach
Riviera Maya
https://sites.google.com/site/cosmologyonthebeach2016/home
Buon Viaggio !