Richiami su la ÒVia LatteaÓ - Osservatorio di Arcetrimarconi/Lezioni/Extragal11/Lezione00b.pdf ·...

Richiami su la“Via Lattea”

AA 2010/2011

Alessandro Marconi

Dipartimento di Fisica e Astronomia

A. Marconi Astronomia Extragalattica (2010/2011)

La Via Lattea

2

La Via Lattea, le Nubi di Magellano e la cometa McNaught viste dalla Patagonia (28/01/2007)

http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/astropix.html

La Via Lattea (Milky Way) è una banda di luce continua che attraversa il cielo inclinata di circa 62.6° rispetto all’Equatore Celeste.

Galileo Galilei, utilizzando il suo telescopio, fu il primo a riconoscere che la Via Lattea era costituita da un miriade di stelle (Sidereus Nuncius, 1610).

Thomas Wright (1750) ed Immanuel Kant (1755) ipotizzarono che la Galassia sia un disco di stelle di cui il Sole è un anonimo componente.




Nel 1785 William & Caroline Herschel contarono il numero di stelle visibili lungo 683 linee di vista con il loro telescopio da 1.2m.

Assumono che:

1. tutte le stelle hanno la stessa magnitudine assoluta (luminosità);

2. la densità di stelle nello spazio è costante;

3. non c’è niente che “nasconda” le stelle;

4. si può osservare fino ai confini della distribuzione di stelle.

Concludono che:

1. la Galassia ha una forma schiacciata come una macina (~5:1);

2. il Sole è vicino al centro della Galassia.

Herschel e gli scandagli stellari

3

Mappa della Galassia degli Herschel (1785)

Sole


Assumiamo che n(L)dL, la densità di stelle con luminosità tra L e L+dL [num./vol.], sia la stessa in ognipunto all’interno della galassia.

Osserviamo una regione di cielo sottesa da un angolo solido Ω.

Consideriamo il numero di stelle con flusso osservato superiore a S.

Una stella di luminosità L avrà flussoF>S se si trova a distanza inferiore a:

Riesco quindi ad osservare un numerodi stelle di luminosità L con F>S pari a:

ovvero integrando su L:

I Conteggi di Stelle

4

d(L) =

L

4πS

N(L,F > S) = n(L)dLΩ3

d(L)3

N(F > S) =

LN(L,F > S) =

Ω3

(4π)−3/2

Ln(L)L3/2dL

S−3/2 = C S−3/2

d(L) =

L

4πS

N(L, F > S) = n(L)dLΩ3

d(L)3

N(F > S) =

LN(L, F > S) =

Ω3

(4π)−3/2

Ln(L)L3/2dL

S−3/2 = C S−3/2


d0 =

L

4πS0

Sono in grado di costruire il diagramma logN-logS (log. dei conteggi a F>S in funzione del log di S) in una data regione di cielo.Mi aspetto che N ~ S-3/2.Trovo una “saturazione” al disotto del flusso S0.L’interpretazione data da Herschel è che non ci siano stelle con F<S0 ovvero S0 fornisce una stima della profondità della galassia nella direzione in esame:

<L> è la luminosità media delle stelle in esame (Herschel assunse che tutte le stelle avevano la stessa luminosità).Il motivo principale dell’errore è la presenza della polvere che “nasconde” le stelle facendo apparire d0 più piccolo ed il Sole vicino al centro della Galassia.

I Conteggi di Stelle

5

log

N(>

S)

log S

~S-3/2

saturazione

S0


Jacobus Kaptein (1901-1922) utilizzando i conteggi di stelle (distinti per tipo spettrale) conferma i risultati di Herschel: la Via Lattea è un disco schiacciato (~17 × 3 kpc) con il Sole ad una distanza di ~650 pc dal centro.Ottiene le dimensioni perché utilizza in modo statistico distanze basate su parallassi e moti propri. Trascura l’assorbimento della polvere.

Harlow Shapley (1915-1921) stima le distanze di 93 ammassi globulari (Globular Clusters) utilizzando le relazioni Periodo-Luminosità di variabili RR Lyrae e W Virginis presenti negliammassi e ne ricostruisce la distribuzione spaziale (non uniforme):

il centro è nella costellazione del Sagittario a 15 kpc dal Sole;i GC più distanti sono a ~70 kpc dal centro;Galassia ha dimensioni ~100 kpc.

Kaptein & Shapley

6

zone of avoidance


Gli errori di Kaptein & Shapley

7

Entrambi i modelli della nostra Galassia hanno dimensioni sbagliate per lo stesso motivo: non viene considerata l’estinzione da polvere!Modello di Kaptein:

la polvere “nasconde” le stelle più lontane → vengono ottenute dimensioni minori per la galassia.

Modello di Shapley:la magnitudine relativa di una stella è maggiore per gli effetti combinati di distanza ed estinzione → trascurando l’estinzione viene sovrastimata la distanza.

d = 10(m-M-A+5)/5 = d′ 10-A/5

d′ distanza non corretta per estinzione

Esempio: stella a d = 5 kpc; l’estinzione nel disco galattico è AV~1 mag/kpc → AV ~ 5 mag;d′ = d/10-1 = 10 dla distanza è sbagliata di un fattore 10!


La struttura della Galassia

8

Il Sole si trova nel disco ad una distanza R0=8±0.5 kpc dal centrodella Galassia.

Sul piano del cielo, il centro Galattico si trova nella costellazione del Sagittario.

La Galassia ha 3 componenti principali:

disco (stelle, gas, polvere);

sferoide (bulge; stelle);

alone (stelle, materia oscura).

DiscoDiscoDisco SferoidiSferoidiSferoidiGas

NeutroThinDisk

ThickDisk

BulgeAlone

StellareAlone

Oscuro

M (1010 M) 0.5 6 0.2 ‒ 0.4 1 0.1 55

L (1010 L) ‒ 1.8 0.02 0.3 0.1 0

M/LB (M/L) ‒ 3 ‒ 3 ~1 ‒Diametro (kpc) 50 50 50 2 100 > 200

Forma e-z/Hz e-z/Hz e-z/Hz barra? r-3.5 (a2+r2)-1

Lung. scala (kpc)

0.16 0.325 1.4 0.4 3 2.8

σz (km/s) 5 20 60 120 90 ‒[Fe/H] > +0.1 -0.5 ‒ +0.3 -1.6 ‒ 0.4 -1 ‒ +1 -4.5 ‒ -0.5 ‒

Età (Gyr) 0 ‒ 14 < 10 11 ‒ 14 8 ‒ 14 12 ‒ 14 pre-gal. ?

La massa totale della galassia può arrivare a 1.3 ×1012 M entro r = 230 kpc.

La luminosità totale della galassia è LB,tot = 2.3 ± 0.6 ×1010 L, Lbol,tot = 3.6 ×1010 L (~30% nell’IR).

[ Fe/H ] = log10(NFe/NH) - log10(NFe/NH); il Sole ha [F/H] = 0.


Esistono due tipi di popolazioni stellari, facilmente distinguibili per l’abbondanza dei metalli (elementi oltre He):Popolazione I, disco, ricche di metalli ( [Fe/H] ~ 0), relativamente giovani, piccola dispersione di velocità in z (σz);Popolazione II, alone, povere di metalli ( [Fe/H] ~ -2), vecchie (prima generazione di stelle nella galassia), grossa σz.

In realtà la distribuzione di metallicità è continua con estremi che possono raggiungere -4.5 e +1.0.

A parità di tipo spettrale, le stelle ricche di metalli tendono ad essere più giovani delle stelle povere di metalli (relazione età-metallicità).

Popolazioni I e II

10


Popolazioni I e II

11

Popolazione I: ammasso aperto delle Pleiadi (Z~Z).In un ammasso (stelle tutte con la stessa età), il punto di “turn-off” dipende fortemente dall’età dell’ammasso (e dalla distanza m→M).Dal fit del diagramma HR si può ricavare età, metallicità e distanza di una ammasso.

t~16 Myr

t~100 Myr

Popolazione II: ammassi globulari

47 Tucanae ([Fe/H]=-0.71)M92 ([Fe/H]=-2.15)

Il TO di M92, più vecchio, è più blu perchè l’ammasso ha più bassa metallicità (→ stelle più calde).

t~12 Gyr t~13 Gyr

M9247 Tuc


Diametro di ~50 kpc e composto di gas, polvere e stelle (Pop. I) in moto circolare attorno al centro galattico (piccola σz).Densità di stelle/gas ha andamento:

N(r,z) ~ N0 e-r/Hr e-z/Hz Hr raggio scala (~3.5 kpc), Hz altezza scala

Esistono 3 componenti del disco:disco giovane sottile (Hz~ 50pc), dove si trova il Sole e dove avviene al momento la formazione stellare;disco vecchio sottile (Hz~ 325 pc);disco spesso (Hz~ 1.4 kpc), regione intermedia tra disco e alone.

Utilizzando la relazione Massa-Luminosità delle stelle:L/L = (M/M)α (α~4 M > 0.5 M; α~2.3 M < 0.5 M).sostituendo M/LB ~3 M/L (disco sottile) e risolvendo per M si ottiene:M ~ 31/(1-α) M ~ 0.7 M per α~4

ovvero la luminosità del disco è dominata da stelle di piccola massa.

Il Disco

12

rz


La massa media delle stelle nel disco è ~0.7 M, la massa contenuta entro R0 (distanza Sole-centro galattico, R0 = 8 kpc; velocità circolare del Sole = 220 km/s) è ~8.8×1010 M per cui il numero di stelle entro R0 è:

La densità media di stelle è:

La distanza media tra le stelle è: Il cammino libero medio è:

Per una velocità tipica V* = 20 km/s (dispersione di velocità dei moti non circolari) il tempo che intercorre tra due collisioni è:

La densità di stelle nel disco

13

ρ =

N

πR20 Hz

=1.3× 1011

π(8000 pc)2 (650 pc) 1 stella pc−3

d = (ρ)−1/3 = 1pc

λ =1

ρσ=

1ρπ(2R⊙)2

=1

π(1 pc−3)(1.4× 1011 cm)2 1.5× 1011 kpc

t =λ

V 7.3× 1018 yr 5.6× 108 tGal

N =9.0× 1010 M⊙

0.7 M⊙ 1.3× 1011N =

9.0× 1010 M⊙0.7 M⊙

1.3× 1011

ρ =

N

πR20 Hz

=1.3× 1011

π(8000 pc)2 (650 pc) 1 stella pc−3

d = (ρ)−1/3 = 1pc

λ =1

ρσ=

1ρπ(2R⊙)2

=1

π(1 pc−3)(1.4× 1011 cm)2 1.5× 1011 kpc

t =λ

V 7.3× 1018 yr 5.6× 108 tGal


V

In realtà, la sezione d’urto è maggiore di quella geometrica a causa dell’attrazione gravitazionale. Come ordine di grandezza:

V

Urti gravitazionali

14

b

b

Si ricava da:1) conservazione energia:

2) conservazione momento angolare

σgeom = πb2 = π(2R)2

Vmax

V b = Vmax 2R

V 2 = V 2

max −12V 2

esc

σgrav = πb2 = σgeom

1 +

12

V 2esc

V 2

Per una stella tipo sole Vesc = 620 km/s quindi σgrav ~ 500 σgeom ma il tempo tra le collisioni è sempre molto maggiore di Tgal.

V 2esc = 2

GM

R

b

b σgeom = πb2 = π(2R)2

σgrav = πb2 = σgeom

1 +

12

V 2esc

V 2

V 2esc = 2

GM

R

V 2 = V 2

max −12V 2

esc

V b = Vmax 2R

Vmax


Il Disco: Mezzo Interstellare

15

Componente Temperatura[K]

Densità[atomi/m3]

Frazione in Massa

Frazione in Volume

Costituenti principali

Nubi molecolari 10 - 50 109 - 1011 ~45% ≤1% H2; molti tipi di molecole; polvere

Nubi H I 50 - 150 106 - 109 ~30% ~3% H (neutro), H2; CO; altre molecole diatomiche;

polvereMezzo intranubi 103 - 104 105 - 106 ~20% ~30% ~80% H; ~20% H+;

altri atomi ionizzati

Gas coronale 105 - 106 102 - 103 ≤0.1% ~60% H+; tutti gli atomi fortemente ionizzati

Regioni H II 104 106 - 107 ~1% ~10% H+; altri atomi ionizzati

Nebulose Planetarie

104 109 piccolissima piccolissima H+; altri atomi ionizzati

Resti di Supernovae

105 - 106 106 piccolissima gas coronale H+; tutti gli atomi fortemente ionizzati

Il disco sottile è ricco di gas e polvere che costituiscono il mezzo interstellare. Il mezzo interstellare è costituito da nubi dense e fredde di H2/HI in equilibrio di pressione con gas caldo (coronale).


Problema dell’estinzione da polvere: si utilizza l’emissione di HI a 21 cm (variazione spin e- nel primo livello eccitato di atomo H) per tracciarela distribuzione del gas neutro;righe molecolari (p.e. CO a 2.6 mm) per tracciare il gas molecolare.

Emissione Far IR per tracciare la polvere (p.e. COBE, IRAS, ISO, Spitzer ecc.)

Il Disco: Mezzo Interstellare

16

NGC 891: galassia vista di taglio (edge-on) ritenuta simile alla

nostra.

Via Lattea vista dal satellite COBE


H2 e la polvere fredda sono collocati a 3-8 kpc dal centro con scala Hz ~90 pc;HI da 3 kpc fino a ~25 kpc con Hz ~160 pc nei dintorni del Sole (R = 8 kpc) che cresce fino a Hz~800 pc oltre 12 kpc.Il disco di HI mostra evidenza per una distorsione “warp”. Origine non chiara ma fenomeno abbastanza comune anche in altre galassie a disco.

Il Disco di Gas e Polvere

17

Mappa HI: vista dall’alto

zone of avoidance

Warp


Se si traccia una mappa del disco nelle nubi molecolari, nell’HI o in oggetti relativamente giovani come stelle O e B, regioni HII, ammassi aperti, si osserva una struttura a spirale ben delineata.La formazione stellare avviene prevalentemente lungo i bracci della spirale. I bracci a spirale sono comuni nelle galassie a disco esterne.

Il Disco: struttura a spirale

18


log

I

Ie

= −3.3307

r

re

14

− 1

Le stelle sono distribuite in un ellissoide triassiale (presenza di una barra).Il moto delle stelle è prevalentemente caotico (non ordinato come nel disco). La brillanza superficiale segue la legge di de Vaucouleurs:

re, raggio efficace (contiene 1/2 di Itot) e vale re~0.7 kpc (COBE).Forte estinzione verso il centro galattico (AV~30 mag).Abbondanze -1 < [Fe/H] < +1, media ~0.3 ~2 volte solare.Nel bulge coesistono popolazioni stellari giovani (Variabili Mira, < 10 Gyr) e vecchie (RR Lyrae, povere di metalli).

Lo Sferoide (Bulge)

19

ab

c

a > b > c

2MASS


nhalo(r) = n0,halo r−3.5

ρ(r) ∝a2 + r2

−1

Distribuzione approssimativamente sferica.

Composto da ammassi globulari (> 100 noti), stelle ad alta velocità e materia oscura.

Abbondanze:

[Fe/H] < -0.8 (Pop. II alone sferico)

[Fe/H] > 0.8 associate al thick disk

Densità di stelle:

L’alone di materia oscura ha densità:

con a~2.8 kpc. Oltre ~3 kpc, andamento di sfera isoterma.

Di cosa è costituta la materia oscura?

WIMPs (Weakly Interacting Massive Particles)

MACHOs (Massive Compact Halo Objects): esperimenti di microlensing lo hanno escluso (→ prossime lezioni).

L’Alone

20

BulgeDisco

Alonec

b

a

Richiami su la ÒVia LatteaÓ - Osservatorio di Arcetrimarconi/Lezioni/Extragal11/Lezione00b.pdf ·...

Documents

Transcript of Richiami su la ÒVia LatteaÓ - Osservatorio di Arcetrimarconi/Lezioni/Extragal11/Lezione00b.pdf ·...