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Introduzione all’Astrofisica AA 2017/2018Prof. Alessandro Marconi
Dipartimento di Fisica e AstronomiaUniversità di Firenze
INAF - Osservatorio Astrofisico di Arcetri
A. Marconi Introduzione all’Astrofisica 2017/2018
Contatti, Bibliografia e LezioniProf. Alessandro Marconi
Dipartimento di Fisica e Astronomia, direzione oppure stanza 254 (2o piano)Via G. Sansone 1, 50019, Sesto Fiorentino (Firenze)Osservatorio Astrofisico di Arcetri, Largo Enrico Fermi 5, 50125, Firenzeemail: [email protected]
BibliografiaDan Maoz
Astrophysics in a Nutshell Princeton University Press
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A. Marconi Introduzione all’Astrofisica 2017/2018
Astronomia ed AstrofisicaAstronomia viene dal greco αστρονομία (άστρον, stella + νόμος, legge), riflette scoperta degli antichi greci che i moti delle stelle in cielo non sono arbitrari ma seguono leggi definite.Nei tempi moderni indica lo studio degli oggetti oltre l’atmosfera della Terra (dai grani di polvere interstellare, ai superammassi di galassie). Il campo della Cosmologia si occupa della struttura e dell’evoluzione globale dell’universo.Nel tardo ‘800 è stato inventato il termine Astrofisica per descrivere il campo che studiava proprietà oggetti celesti con le leggi della fisica.Oggi la fisica è cruciale per ogni campo dell’astronomia per cui Astronomia e Astrofisica sono usati indifferentemente.I giornali più importanti si chiamano infatti:
The Astrophysical Journal (ApJ);Astronomy & Astrophysics (A&A);Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (MNRAS);The Astronomical Journal (AJ);
ma il loro contenuto è equivalente.
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L’AstrofisicaRamo della Fisica che studia fenomeni in sistemi fisici estesi su grande scala come Sole, pianeti, stelle, galassie o universo nella sua interezza.Definizione incompleta: astrofisica studia anche fenomeni a livello atomico e molecolare.Astrofisica è quella scienza che utilizza la fisica per studiare oggetti distanti e Universo nel suo insieme, ma include anche la formazione della Terra e l’effetto di eventi astronomici sulla formazione ed evoluzione della vita sulla Terra.Enorme varietà di fenomeni studiati → difficoltà di trovare una definizione.Tutti gli argomenti di fisica nella laurea triennale e magistrale hanno ruolo importante per lo studio dei fenomeni astrofisici.Astrofisica permette di studiare fenomeni non osservabili in laboratorio ma predetti da teorie fisiche (es. Relatività Generale);
esempio processi di emissione delle nebulose astrofisiche (densità inferiori ai migliori vuoti di laboratorio) o processi in condizioni di gravità estrema come vicino ad un buco nero.
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Astrofisica e FisicaAstrofisica è un ramo della Fisica, ed è pertanto scienza sperimentale con stretta interazione tra teoria e sperimentazione.
Segue gli stessi metodi ed utilizza gli stessi strumenti degli altri rami della fisica.
Principali differenze tra Astrofisica ed altri rami della Fisica:
Scienza osservativa, no esperimenti di laboratorio (ovvio ...)
Informazione da onde elettromagnetiche(ed in piccola parte neutrini, raggi cosmici, onde gravitazionali)viaggiano a velocità finita c = 3 ×105 km/s
Tempi scala evolutivi ≫ vita umana
Sorgenti osservate nel “passato”
Sistemi complessi in condizioni fisiche “estreme”
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Astrofisica e FisicaTempi scala evolutivi ≫ vita umana:es. tempi scala evolutivi stelle massicce 105 - 106 yr, stelle tipo Sole 1-10 Gyr. Non evoluzione del singolo sistema, ma studio statistico di popolazione (con problemi per selezione dei campioni)
Sorgenti osservate nel “passato”: sorgente a distanza D, la radiazione e.m. impiega tempo Δt = D / c a raggiungerci. Osserviamo sorgente non “adesso” ma un tempo Δt nel passato (look-back time).c costante, Δt spesso utilizzato come misura di distanza: stella a D = 10 l-yr (light-years = anni luce) significa che la luce ha impiegato Δt = 10 yr a raggiungerci, ovvero D = c Δt = 9.5 ×1017 cmguardare indietro nel tempo: si osservano galassie a vari 109 l-yr di distanza, tempi significativi rispetto ai tempi evolutivi → possibile confronto tra galassie lontane e vicine per studi evolutivi.
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Astrofisica e FisicaSistemi complessi in condizioni fisiche “estreme” molto spesso (quasi sempre) non ricreabili in laboratorio;complicazioni “esterne” (atmosfera terrestre, ecc.);sorgenti dello stesso tipo (stessi processi fisici) si originano da condizioni iniziali (molto) diverse;Le incertezze sulla stima di grandezze fisiche possono essere molto grandi: una misura accurata può avere incertezze dell’ordine del 10-20%, altre misure possono fornire solo ordini di grandezza.Una sorgente astrofisica è caratterizzata da processi fisici che avvengono su scale che differiscono per molti ordini di grandezza: è difficile (se non impossibile) costruire un modello che consideri i processi su tutte le scale (non ci sono computer abbastanza potenti)
Ad esempio, fare un modello di galassia considerando le stelle sarebbe come studiare un gas considerando i singoli atomi (per non parlare della struttura e dei processi fisici all’interno delle singole stelle)
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Dimensioni tipicheTabella 2: Dimensioni e distanze tipiche dei sistemi astrofisici
⇥ 1.5 m 1.5�102 cm Dimensione tipica dell’uomo
6.4�103 km 6.4�108 cm Diametro della Terra
1.4�106 km 1.4�1011 cm Diametro del Sole
1 AU 1.5�1013 cm Distanza Terra-Sole
60 AU 9.0�1014 cm Diametro dell’orbita di Nettuno
2.7�105 AU 4.0�1018 cm Distanza di Proxima Centauri dal Sole
2.8�104 ly 2.6�1022 cm Distanza del Sole dal centro della Via Lattea
⇥ 105 ly 1.9�1023 cm Diametro della Via Lattea
⇥ 2.5106 ly 2.4�1024 cm Distanza della Galassia di Andromeda
⇥ 107 ly 9.5�1024 cm Diametro dell’Ammasso della Vergine
⇥ 5.5� 107 ly 5.2�1025 cm Distanza dell’Ammasso della Vergine
⇥ 6� 108 ly 5.7�1026 cm Diametro tipico di un Superammasso
⇥ 1.3� 1010 ly 1.2�1028 cm Oggetto piu distante noto al 2009 (Quasar)
Come abbiamo visto, esiste una vera e propria gerarchia di strutture, dalle piu piccolecome i pianeti alle piu grandi come i superammassi o i filamenti. Un riassunto delledimensioni tipiche delle sorgenti astronomiche indicativo di questa gerarchia e riportatoin tabella 2.1 dove si puo notare come ci siano quasi 20 ordini di grandezza nel passaredalla dimensione della Terra alla distanza dell’oggetto piu lontano noto.
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Programma del corsoIntroduzione ai processi fisici più importanti nelle principali sorgenti galattiche ed extragalattiche fornendo una panoramica
dei sistemi oggetto di ricerca moderna e dei processi fisici rilevanti
delle metodologie d’indagine
Studio approfondito richiede familiarità con
calcolo ed equazioni differenziali, meccanica classica e quantistica, relatività speciale e generale, elettromagnetismo, idrodinamica e magnetoidrodinamica, termodinamica e meccanica statistica
in pratica con gran parte della fisica classica e moderna!
Programma del corsoStelle
Struttura ed evoluzione stellare (→ LM Astrofisica)
GalassieGalassie, Materia Oscura, Nuclei Galattici Attivi e Buchi Neri, Ammassi di Galassie (→ LM Fisica delle Galassie)
CosmologiaIl modello cosmologico standard, l’energia oscura (→ LM Cosmologia)
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Il CorsoIn alcuni casi eviteremo lunghe trattazioni matematiche e ci limiteremo a
stime di ordine di grandezza
utilizzo relazioni di scala
utilizzo dei risultati di una derivazione matematica accurata
Approccio non comune per gli studenti!
Calcoli rigorosi sono fondamentali per risultato finale, in Fisica come in Astrofisica (es. fattore 2π non è importante per capire la fisica ma per risultato finale, ovvero per fare i confronti con le misure!).
Ma la maggioranza fisici ed astrofisici non affronta un nuovo problema partendo da modelli e calcoli rigorosi.
Prima di costruire un modello dettagliato ed accurato è importante capire quali sono i processi fisici rilevanti e se il modello di interesse è fin grado di spiegare i dati a disposizione.
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Costanti ed unità di misura (2 cifre signif.)
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Tabella 1: Costanti e Unita di misura con 2 cifre significative (Credits: AstroNutshell)
Costante gravitazionale G = 6.7� 10�8 erg cm g�2
Velocita della luce c = 3.0� 1010 cm s�1
Costante di Planck h = 6.6� 10�27 erg s
h = h/2⇤ = 1.1� 10�27 erg s�1
Costante di Boltzmann k = 1.4� 10�16 ergK�1
= 8.6� 10�5 eVK�1
Costante di Stefan-Boltzmann ⌅ = 5.7� 10�5 erg cm�2 s�1 K�4
Costante di radiazione a = 4⌅/c = 7.6� 10�15 erg cm�3 K�4
Massa del protone mp = 1.7� 10�24 g
Massa dell’elettrone me = 9.1� 10�28 g
Carica dell’elettrone e = 4.8� 10�10 esu
Elettron-Volt 1 eV = 1.6� 10�12 erg
Sezione d’urto Thomson ⌅T = 6.7� 10�25 cm�2
Legge di Wien �max = 2900 A (T/104 K)�1
h⇥max = 2.4 eV (T/104 K)
Angstrom 1 A = 10�8 cm
Massa solare M⇤ = 2.0� 1033 g
Luminosita solare L⇤ = 3.8� 1033 erg s�1
Raggio solare R⇤ = 7.0� 1010 cm
Distanza Terra-Sole d⇤ = 1AU = 1.5� 1013 cm
Massa di Giove MX = 1.9� 1030 g
Raggio di Giove RX = 7.1� 109 cm
Distanza Giove-Sole dX = 5.2AU = 7.8� 1013 cm
Massa della Terra M⇥ = 6.0� 1027 g
Raggio della Terra R⇥ = 6.4� 108 cm
Massa della Luna M$ = 7.4� 1025 g
Raggio della Luna R$ = 1.7� 108 cm
Distanza Terra-Luna d$ = 3.8� 1010 cm
Unita astronomica 1AU = 1.5� 1013 cm
Parsec 1 pc = 3.1� 1018 cm = 3.3 ly
Anno 1 yr = 3.15� 107 s
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Tabella 1: Costanti e Unita di misura con 2 cifre significative (Credits: AstroNutshell)
Costante gravitazionale G = 6.7� 10�8 erg cm g�2
Velocita della luce c = 3.0� 1010 cm s�1
Costante di Planck h = 6.6� 10�27 erg s
h = h/2⇤ = 1.1� 10�27 erg s�1
Costante di Boltzmann k = 1.4� 10�16 ergK�1
= 8.6� 10�5 eVK�1
Costante di Stefan-Boltzmann ⌅ = 5.7� 10�5 erg cm�2 s�1 K�4
Costante di radiazione a = 4⌅/c = 7.6� 10�15 erg cm�3 K�4
Massa del protone mp = 1.7� 10�24 g
Massa dell’elettrone me = 9.1� 10�28 g
Carica dell’elettrone e = 4.8� 10�10 esu
Elettron-Volt 1 eV = 1.6� 10�12 erg
Sezione d’urto Thomson ⌅T = 6.7� 10�25 cm�2
Legge di Wien �max = 2900 A (T/104 K)�1
h⇥max = 2.4 eV (T/104 K)
Angstrom 1 A = 10�8 cm
Massa solare M⇤ = 2.0� 1033 g
Luminosita solare L⇤ = 3.8� 1033 erg s�1
Raggio solare R⇤ = 7.0� 1010 cm
Distanza Terra-Sole d⇤ = 1AU = 1.5� 1013 cm
Massa di Giove MX = 1.9� 1030 g
Raggio di Giove RX = 7.1� 109 cm
Distanza Giove-Sole dX = 5.2AU = 7.8� 1013 cm
Massa della Terra M⇥ = 6.0� 1027 g
Raggio della Terra R⇥ = 6.4� 108 cm
Massa della Luna M$ = 7.4� 1025 g
Raggio della Luna R$ = 1.7� 108 cm
Distanza Terra-Luna d$ = 3.8� 1010 cm
Unita astronomica 1AU = 1.5� 1013 cm
Parsec 1 pc = 3.1� 1018 cm = 3.3 ly
Anno 1 yr = 3.15� 107 s
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