AstronomiaLezione 15/1/2016

Docente: Alessandro Melchiorrie.mail:alessandro.melchiorri@roma1.infn.it

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)

GravitàAdiabatico

Doppler ISW

dzHenzgnT

T

0

1b0 v

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)

20

0,3

0,

4

0,

20

2 1

aaaH

H mr

L’equazione di Friedmann può essere riscritta come:

)47(, kyrtt mr

,, mmr ttt

)8.9(, Gyrtt m

Durante l’espansione dell’universo, ci sono state delle fasi in cui una delle componenti dominava sulle altre:

radiazione

materia

costante cosmologic

a

•

•

•

13,7 miliardi 13,7 miliardi di anni fa: di anni fa: Big Big

BangBang

Era della Era della Nucleosintesi Nucleosintesi PrimordialePrimordiale

• 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

scalescalelogaritmichelogaritmiche

misure ricavate

dalla CMB

La catena della nucleosintesi inizia con la formazione del deuterio:

Dpn

Quando T<0.1Mev la fotodissociazione pnD diventa inefficiente

inizia la produzione di elementi più pesanti

HeDn 3

HeHep 43

HeDD 4

HeDp 3

HeHen 43

• 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, 3He e 7Li, ma in quantità

molto meno significative

AA

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

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

Dpn

QSOQSO si osservano nubi di idrogeno neutro interposte tra una sorgente (QSO) e

l’osservatore

QSO 1937-1009, Z=3.572

5104.06.2 H

D

mediando 5 valori ottenuti da QSO’s differenti si è ottenuto (Kirkman et al., 2003, Steigman

2004):

ISMISM 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:

Sistema SolareSistema Solare

5100.19.3 H

D

Libowich (2000), osservando in direzione del centro galattico,

ha ottenuto:

6103.07.1 H

D>>

tranne nel Sole, i valori trovati dovrebbero essere molto vicini a quelli

primordiali dall’atmosfera di Giove (Mahaffy et al. 1998), è

stato ottenuto:

5107.06.2 H

D

vento solare (Gloecker, 1999), è stato ottenuto:

51036.094.1 H

D

HepD 3 nHeDD 3

prodotto durante la nucleosintesi tramite

,

viene prodotto dalle stelle durante la loro evoluzione

Competizione di due processi tra loro opposti:

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

53

102.01.1 H

He

53 1004.004.1 HHe

Debole dipendenza dell’ 3He da ηη ne limita l’utilizzo come bariometro

pHeDH

nHeDH

HenHe

HepH

43

43

43

43

prodotto durante la nucleosintesi tramite

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 > YP

misura effettuate da Izotov & Thuan (IT, 1999) con il Keck

telescope, hanno condotto al valore:

Olive & Skillman (OS, 2004), hanno trovato:

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

0015.02452.0 ITpY

0035.02472.0 OSpY

SBBN/WMAP

Misure della frazione di massa primordiale di 4He, negli anni 1978 - 2004.

La linea continua rappresenta il valore predetto dal SBBN/WMAP

LiHHe 734

prodotto durante la nucleosintesi tramite

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)

Spite Plateau

L’andamento globale della frazione di massa è quello di aumentare progressivamente

con il tempo

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)

dati provenienti da stelle in ammassi globulari (Bonifacio &

Molaro, 1997)

valore ricavato osservando 62 aloni di stelle

(Melendez&Ramirez, 2004)

1046.038.0

7

1019.2

H

Li

107 1001.019.2 Li

107 1005.037.2 pLi

1005.006.0

7 1065.2 pLiSBBNSBBN

Secondo il Modello Cosmologico StandardModello Cosmologico Standard, le abbondanze primordiali di questi elementi dipendono da un solo parametro: l’abbondanza di barioni, l’abbondanza di barioni, ηη

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 oraleorale. Si inizia con un argomento scelto da voi sul quale doveteprepararvi 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 lapresentazione (niente pennette).L'argomento lo potete scegliere da voi (ma chiedetemi via mail se va bene) oppurelo 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 unodi questi argomenti.

Links utili in rete

1- xxx.arxiv.org contiene nella sezione astrophysics praticamente tutti gli articoliscientifici in astrofisica pubblicati negli ultimi 20 anni.

2- https://ui.adsabs.harvard.edu/ database della NASA. Ha articoli anche piùvecchi.

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) oin 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=25c23db067c1b6d317bbf39fb94edb56http://jobregister.aas.org/http://inspirehep.net/collection/Jobs

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Esempio di luogo perConferenza/scuola in astronomia.

Cosmology on the BeachRiviera Maya

https://sites.google.com/site/cosmologyonthebeach2016/home

Buon Viaggio !