L'astrofisica: una nuova frontiera

L’astrofisica

Una nuova frontiera

nell’avanguardia della scienza

XVI-XIX secolo

 Copernico, Keplero, Galilei rivoluzionano

l’astronomia.

 Auguste Comte scrive che questa è la

prima delle scienze ad entrare nello stadio

positivo.

 Il campo di studi è limitato allo studio dei

moti dei corpi celesti.

XX secolo

Si inizia a studiare le proprietà

fisico-chimiche dei corpi

 Densità

 Temperatura

 Luminosità

 Composizione

Due date:

 

1933 1964

Arno Penzias e

Karl Jansky rileva Robert Wilson

emissioni scoprono la

elettromagnetiche radiazione cosmica

provenienti dal centro di fondo a microonde

della Via Lattea

- Il primo diede inizio ad una nuova disciplina

- I secondi guadagnarono un Nobel

Cosmic Microwave

Background Radiation

Cos’è?



È la radiazione

 fossile, residuo

dell’ultimo

scattering

È la prova

 sperimentale della

teoria del Big Bang

Il Big Bang, ovvero:

l’universo in espansione

Cronologia:

Atomo Primordiale: tutta la materia esistente è compressa in un

 unico punto

Era della radiazione: l’universo si espande ad elevatissima velocità,

 ma i fotoni liberi hanno ancora energia sufficiente a rompere i legami

atomici

Disaccoppiamento: da ora in avanti, i protoni sono liberi di

 aggregarsi agli elettroni e di formare gli atomi e le molecole

La radiazione residua si propaga indisturbata, raffreddandosi a causa

 dell’espansione

Oggi: la CMBR, diminuendo di temperatura, è diminuita di frequenza

 (legge di Wien). Ad una temperatura di 5 K equivale una frequenza

nella banda delle microonde

Strumenti:

Telescopio Relatività Generale

 

Spettroscopio Meccanica

  Quantistica

Campo di studi: l’universo intero

Onde elettromagnetiche

Si distinguono in base alla lunghezza d’onda

Sono necessarie differenti strumentazioni per studiarle

Banda ottica (luce visibile)

Utilizzo di grandi

 telescopi

Maggiore è il

 diametro dello

specchio, maggiore

è la risoluzione

Utilizzo di CCD

 Problemi tecnici:

Peso dello specchio, che tende a

 deformarsi

Peso della struttura, da sostenere in

 modo da lasciarle libertà di ruotare

Temperatura dello specchio, che deve

 essere uniforme in tutti i suoi punti

Banda radio

Utilizzo di grosse

 antenne disposte in

lunghi complessi

Sfruttamento

 dell’interferometria

Risultato: dati

 assimilabili a quelli

di un’enorme

antenna

Very Long Baseline Array: copre quasi 8000 km,

costituendo il più grande complesso esistente

Problemi tecnici:

L’utilizzo dell’interferometria richiede

 un’enorme elaborazione computerizzata

dei dati

Progetti privati come il SETI sfruttano

 migliaia di computer di utenti volontari

per distribuire ed elaborare una

moltitudine di pacchetti dati

Banda X-γ

Problema: l’atmosfera filtra le radiazioni

aventi tali lunghezze d’onda

Banda X-γ

È necessario lanciare telescopi in orbita

Il più famoso è senza dubbio

l’Hubble Space Telescope

Problemi tecnici:

Enormità dei costi

 Difficoltà nel trasportare grandi

 telescopi precostruiti nello spazio

Altrettante difficoltà nell’assemblare

 molti pezzi trasportati separatamente

Nuove Tecnologie

Ottiche attive Ottiche adattive

 

Nuove Tecnologie

Utilizzo dell’interferometria anche per

 la banda del visibile

Costruzione di telescopi sempre più

 grandi (ELT, OWL)

Classificazione Stellare

Diagramma H-R: mette

in relazione luminosità

assoluta, magnitudine

assoluta, temperatura e

indice di colore

Ideato nel 1910 da Ejnar

Hertzsprung ed Henry

Russell

Un esempio: determinazione del diagramma H-R di una

galassia satellite della Via Lattea

• Tramite un telescopio collegato ad una fotocamera

dotata di CCD, si ottiene una prima immagine

dell’oggetto celeste osservato

Immagine della Galassia Nana Leo II

Calcolo della magnitudine apparente:

Fotometria di apertura Fotometria Point Spread

Function (PSF)

Fotometria di apertura

Ad ogni pixel corrisponde

un’intensità luminosa Luminosità della

stella – luminosità del

IRAF calcola la luminosità cielo = fotoni emessi

delle stelle e la luminosità del dalla stella

cielo

IRAF formula un’intensità di

soglia sulla base dei dati

forniti dall’utente Fotoni emessi /

tempo di esposizione

IRAF esegue un conteggio = intensità luminosa

delle stelle e ne calcola le

magnitudini strumentali

Fotometria PSF

L’atmosfera disturba il segnale in modo casuale,

per colpa dei moti turbolenti delle masse d’aria

L’aria cambia di densità, cambiando allo stesso

tempo indice di rifrazione

I raggi di luce provenienti da una stella vengono

deflessi in maniera leggermente diverse:

l’immagine si imprime spostata

La curva che descrive tale distribuzione è una gaussiana.

Ad ogni stella dell’immagine ne viene associata una.

y x Fotometria PSF

L’utente quindi visualizza il grafico di un insieme

di stelle, e ne verifica la curva risultante

Se questa risulta una gaussiana con parametri

simili alle altra, viene accettata come campione

Dopo aver determinato una decina di campioni,

IRAF li sfrutta per generare un modello che verrà

applicato a tutta l’immagine

Sottraendo all’immagine tutte le gaussiane, si riesce a

distinguere le stelle anche se molto vicine, ottenendo un

conteggio più accurato

y x

La distribuzione di Gauss

Definisce molto bene distribuzioni derivanti da dati empirici.

Presenta due parametri:

μ= valor medio della distribuzione, è il punto attorno al quale

l’evento ha più probabilità di verificarsi

σ= scarto quadratico medio, definisce quando la totalità degli

eventi si discosta dal valor medio.

Vi è il 67% di probabilità per un evento di verificarsi

nell’intervallo [μ- σ, μ+ σ].

La probabilità sale al 99% nell’intervallo [μ- 3σ, μ+ 3σ]

Per calcolare la magnitudine

apparente:

Viene determinata in più bande fotometriche del

sistema ugriz

Per calcolare la magnitudine

apparente:

m(λ) = m (λ) + m - 25 - k x

0 s λ λ

25 k

: :

costante sommata coefficiente

m (λ)

: è il λ

0 m x

: :

è la è la

liberamente dal di estinzione

s λ

punto zero magnitudine programma per non atmosferica, massa d’aria

della banda strumentale dover operare con numeri tipico di ogni sovrastante

fotometrica negativi banda

Tramite la formula M – m = 5 – 5 log(d)

I I

troviamo la distanza, utilizzando la

magnitudine assoluta del punto TRGB:

La distanza della

galassia risulta:

d = 2,8∙10 Kpc

2

Trovata la distanza, è possibile calcolare la

magnitudine assoluta in tutte le bande,

ugriz e BVR

Avendo magnitudine assoluta e indice di colore,

possiamo determinare il diagramma H-R di Leo II

Utilizzando la magnitudine assoluta nella

banda V si trova la luminosità:

MV – M = –2,5log(LV/L )

 

Si ha quindi che:

L = 5,9∙10 L

5

V 

Sapendo inoltre che il rapporto tra massa e

luminosità vale circa 10, allora M ~10 M

7 

Tracciato il grafico V-I su M e sovrapposto le isocrone, si ottiene

I

una stima dell’età della galassia dalla disposizione delle stelle

Luce: fotoni o radiazione elettromagnetica?

Radiazione elettromagnetica: onda, dovuta al contemporaneo

propagarsi di un campo elettrico ed un campo magnetico

perpendicolari tra loro

La proprietà più importante di un’onda è la lunghezza d’onda; in

fotometria, determina la banda fotometrica

Il meccanismo del CCD sfrutta le collisioni di particelle di luce per

registrare intensità luminose (effetto fotoelettrico)

Paradosso: la luce è onda o corpuscolo?

Risposta:

La luce possiede contemporaneamente proprietà

ondulatorie e particellari

Diretta derivazione delle leggi di Maxwell e di Albert Einstein

(per tale lavoro, premio Nobel per la Fisica, 1921)

Conseguenze: principio di complementarità (Niels Bohr)

Principio di complementarità

Approfondimento del lavoro di Einstein e de Broglie

Ipotesi di de Broglie: ogni particella ha le proprietà di

un’onda, pur continuando ad essere una particella.

Equazioni di Einstein sui fotoni: 

 h

E

 



c p

p c

c h

 

La lunghezza d’onda di ogni particella è quindi: p