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Proprietà delle galassie

Enrico Maria CorsiniDipartimento di Astronomia

Università di Padova

Lezioni del corso di Astrofisica delle GalassieA.A. 2008-2009

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Sommario

Morfologia

Fotometria

Cinematica

Proprietà globali

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Morfologia

4

È la classificazione più usata e fornisce la terminologia di base

Hubble distingue le galassie in quattro famiglie:

- galassie ellittiche (E)

- galassie lenticolari normali (S0) e barrate (SB0)

- galassie a spirale normali (S) e barrate (SB)

- galassie irregolari (Irr)

e le colloca lungo cosiddetto diagramma a diapason (tuning-fork diagram)

Hubble: tipi morfologici

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Irr I

Irr II

Ellittiche Lenticolari Spirali Irregolari

Hubble: diagramma a diapason

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Forma (apparente) ellittica

Struttura diffusa con poca evidenza di gas e polveri

I sottotipi sono definiti sulla base dello schiacciamento apparente (ellitticità)

En, n=0,1,…7 con n = 10 e = 10 (1-b/a)

Hubble: galassie ellittiche

b

a

e = 1 – b/a

7

E7E5E3E0tipo

0.70.50.301-b/a

0.30.50.71b/a

8

Due componenti: sferoide centrale (bulge) e disco senza evidenza di bracci di spirale

Due sottoclassi: normali (S0) e barrate (SB0)

I sottotipi S01, S02, S03 sono definiti dalla:

- prominenza delle polveri nel disco

I sottotipi SB01, SB02, SB03 sono definiti dalla:

- prominenza delle polveri e della barra

Hubble: galassie lenticolari

9NGC 5866 S03

NGC 3245 S01 NGC 4111 S02

10

Due componenti: sferoide centrale (bulge) e disco caratterizzato dalla presenza dei bracci di spirale

Due sottoclassi: normali (S) e barrate (SB)

I sottotipi Sa, Sb, Sc sono definiti da tre criteri:

- prominenza del bulge rispetto al disco

- avvolgimento/apertura dei bracci a spirale

- risoluzione del disco in stelle, nodi, regioni HII

Hubble: galassie a spirale

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Sa

• Bulge molto prominente

• Bracci molto avvolti

• Bracci poco risolti

Sc

• Bulge poco prominente

• Bracci poco avvolti

• Bracci molto risolti

di taglio di faccia

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NGC 1302 Sa NGC 2841 Sb NGC 628 Sc

NGC 175 SBa NGC 1300 SBb NGC 7741 SBc

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Poca o nessuna simmetria

Due sottoclassi: tipo I (Irr I) e tipo II (Irr II)

- Irr I: fortemente risolte in stelle (a.e. LMC)

- Irr II: caotiche e disturbate (a.e. M82)

Hubble: galassie irregolari

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LMC Irr I M82 (NGC 3034) Irr II

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Galassie non classificabili ∼ 2% delle galassie non rientra nei tipi E, S0, S, Irr

Si tratta soprattutto di sistemi disturbati e/o interagenti

NGC 5128 S0+S pec NGC 4038/39 Sc (tides)

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È una classificazione “tridimensionale”

De Vaucouleurs distingue le galassie secondo tre parametri:

- Sequenza morfologica principale

E-E+-S0--S0-S0+-Sa-Sb-Sc-Sd-Sm-Im

- Presenza della barra

SA = senza barra, SAB = barra debole, SB = barra

- Tre varietà

(r) = anello, (s) = prenza dei soli bracci a spirale, (rs)

e le colloca lungo cosiddetto diagramma a fuso

de Vaucouleurs: tipi morfologici

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de Vaucouleurs: diagramma a fuso

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Distingue le galassie secondo due parametri:

- Assenza/presenza del disco

ellittiche (E) - galassie a disco (S0,A,S)

- Abbondanza di gas nel disco

S0 = no gas, A = poco gas, S = molto gas

e le colloca lungo cosiddetto diagramma a tridente

van den Bergh: tipi morfologici

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van den Bergh: diagramma a tridente Sferoidi Dischi

Lenticolari

Anemiche

Spirali

D/B

1-3 3-10 >10

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La Via Lattea e` una galassia a spirale SBbc

Nel Gruppo Locale ci sono molte galassie irregolari e nane

Morfologia nel Gruppo Locale

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22

23

24

Hubble: evoluzione storica

Irr I

Irr II

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Fotometria

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Per ciascun punto di una sorgente luminosa estesa si definisce come

brillanza superficiale =

I = F/Ω

è la SB in unità lineari (e.g. LE pc-2)

µ = -2.5 log I + costante

è la SB in unità di magnitudine (i.e. mag arcsec-2)

[µB =25 significa SB = 25 mag arcsec-2 in banda B]

flusso

angolo solido unitario

Brillanza superficiale

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F L / 4πD2 L

Ω A / D2 4 π A

la SB non dipende dalla distanza (nell’universo locale):

Ω

A,L

D

I = = =

F = flusso misurato dall’osservatoreL = luminosità della sorgenteA = area della sorgenteD = distanza dall’osservatoreΩ = angolo solido sotteso dalla sorgente

E F

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Un’isofota unisce tutti i punti con la stessa SB

1’

N

E

µB=16.78 µB=21.28

10”

NGC 1291 ha due barre

Isofote

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Se I(r,θ) è la SB in P(r,θ) allora la luminosità totale LT è:

Se le isofote sono circolari LT è:

La magnitudine totale mT è:

Luminosità e magnitudine totale

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Il raggio equivalente r* di una isofota di area A è:

La luminosità integrata L(r*) entro r* è:

La luminosità integrata relativa k(r*) entro r* è:

Il raggio efficace re corresponde a:

k(re)=1/2

Raggio equivalente ed efficace

31

Profili radiali di brillanza superficiale

il profilo radiale di SB in funzione di r* descrive la distribuzione di luce di una galassia nel suo complesso

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Legge di de Vaucouleurs (o r1/4)

Descrive il profilo radiale di SB delle galassie ellittiche e dei bulge delle galassie a disco

È una retta nel piano r1/4 -µ

Ie (o µe) = SB efficace

re = raggio efficace

33

1”

∆r≈ 103

∆µ ≈ 14

∆I≈ 106

µe=22.25

raggio efficace: re=56.6”

µ sky=22.7

SB efficace:

22’

34

Le regioni esterne sono più brillanti del valore estrapolato per la legge r1/4 (⇒ alone luminoso che contribuisce l’8% della luminosità totale).

M87 mostra deviazioni dalla legge r1/4 a grandi distanze dal centro

Deviazioni dalla legge r1/4 a grandi raggi

35

L’effetto del seeing è quello di smussare il profilo centrale di SB (=“core”)

Risoluzione spaziale tipica per osservazioni da terra ≈ 1”.

µ V

1”

Deviazioni dalla legge r1/4 a piccoli raggi

36

HST produce immagini “diffraction-limited” che non sono affette dal seeing. La risoluzione spaziale è ≈ 0.1”.

Questo appiattimento del profilo di SB non è dovuto al seeing o alla PSF

0.05”1”

µ

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Legge di Nuker

• rb = raggio di break (cambiamento di pendenza)

• Ib = SB a rb

• per r<< rb pendenza -γ

• per r>> rb pendenza -β

∀ α = curvatura massima

Descrive il profilo radiale di SB delle galassie ellittiche nelle loro regioni centrali

38

Profili a tratto costante (core profiles)

Profili a legge di potenza (power-law profiles)

rb = break radius

Ib

r-γ r-β

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K = SB di scala

rc = raggio di core

rt = raggio mareale

Descrive il profilo radiale di SB delle galassie ellittiche (nane e nuclei) e degli ammassi globulari

È l’unica legge parametrica con una base teorica (vale per sistema stellari sferici e isotropi)

11

Legge di King

40

C = log (rt/rc) = parametro di concentrazione

c

41 Confronto tra la legge di King e la legge r1/4

King

De Vaucouleurs

42

La legge di King applicata al profilo di SB della E1 NGC 3379

43

Descrive il profilo radiale di SB dei dischi

È una retta nel piano r-µ

I0 (o µ0) = SB centrale

h = raggio di scala

Legge esponenziale

44

SB centrale:

µ0=21.9

raggio di scala: h =43.0”

µ sky

µ(h)=µ0+1.086

45

disco esponenziale

bulge r1/4

bulge+disco

dati

46

A volte un modello con un bulge r1/4 bulge+disco esponenziale è una “buona” descrizione delle osservazioni

B/D=0.28 B/T=0.22 B/D=1.51 B/T=0.60

B = bulge, D = disco, B+D = T = totale

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NGC 7013

bulge+disco+anello+lente

disco esponenziale

bulge r1/n

dati

anello

lente

A volte un modello con un bulge r1/4 bulge+disco esponenziale è insufficente

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In genere le isofote hanno forma ellittica

isofota

ellisse interpolata

Forma delle isofote

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(x0,y0)E

Ogni isofota è definita da:

livello della SB: µ

coordinate del centro: x0,y0

lunghezza dei semiassi: a,b

PA del semiasse maggiore: PA

PA

N

NGC 4278

PA twist

50

µ

x0 y0

e=1-b/a

PA

51

RP(x,y)≡ P(R,φ )

φa

b

x

y

52

isofota ⇒ Riso(φ )

ellisse interpolante ⇒ Rell(φ )

A volte le isofote non sono perfettamente ellittiche

An e Bn descrivono le deviazioni dalla forma ellittica delle isofote

53

X0Y00

PAe

dev. simm. asse X

boxy/disky

dev. simm. asse Y

54

55

56

disky a4>0

boxy a4<0 NGC 5322

NGC 4660

57

NGC 4660

disky a4>0

58

NGC 4365

boxy a4<0

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Cinematica

60

Lo spettro osservato di una galassia è la somma degli spettri delle singole stelle lungo la linea di vista, spostati in lunghezza d’onda per Effetto Doppler a seconda delle loro velocità radiali. Indicando con S(λ) lo spettro stellare (o template), lo spettro misurato G (λ) è l’integrale pesato con la funzione di distribuzione delle velocità delle stelle lungo la linea di vista B(V,σ,…) che può essere approssimata da una gaussiana

Cinematica stellare

Galassia ellittica

Stella KIII

λ (nm)

λ (nm)

Flu

x

Flu

x G(λ)= S[λ(1+v/c)]B(v|V,σ,h3,h4)dv∫

-∞

+∞

G = S ⊗ B (Direct Fitting Method)

G = S • B (Fourier Quotient Method)~ ~ ~

Line of sight velocity distribution (LOSVD)

B(v) = I0exp(-y2/2)[1+h3H3(y)+h4H4(y)]

dove

y = (v-vfit)/σfit

e

H3(y) = (2√2y3-3√2y)/√6

H4(y) = (4y4-12y2+3)/√24

sono le funzioni di Gauss-Hermite

Gerhard (2003) van der Marel & Franx (2003)

_ _ _

__

62

Cinematica stellare: LOSVD

ln λ ln λ

F/F

con

tinu

um-1

HR6018 (K1III) NGC4807 (S0) r=0”

63

F/F

con

tinu

um-1

ln λ ln λ

stella & galassia stella (v=6993 km/s) & galassia

64

F/F

con

tinu

um-1

LOSVD & fit

ln λ

v = 6993 km/sσ = 228 km/sh3 = -0.001h4 = 0.002

v (km/s)

stella & galassia

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NGC 4889 cD major axis minor axis

NGC 4931 S0 major axis minor axis

Profili cinematici

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69Bender et al. (1990)

V>0 (receding) h3<0V<0 (approaching) h3>0

1

2

2

LOSVD: h3

70

tangential anisotropy h4<0

radial anisotropy h4>0

(R. Saglia)

LOSVD: h4

71

Proprieta` globali

72sferoide disco

senza barra

barra

Estende lo schema di Hubble introducendo il concetto di galassia disky/boxy nella sequenza delle ellittiche

boxy disky

disco

Classificazione di Kormendy e Bender

73boxy disky boxy disky

rotazione

pressione

gr. alto

gr. basso

brillanti

deboli

ellitticità

74

CORES

SLOW ROT

log rb

(pc)

POWER-LAW remaining

75

CORES

BOXY

log rb

(pc)

POWER-LAW remaining

76

E con profili power-law:

più piccole

più deboli

isofote disky

sostenute dalla rotazione

E con profili core:

più grandi

più brillanti

isofote boxy

sostenute dalla pressione

77

Le galassie ellittiche più luminose hanno dispersioni di velocità maggiori. Questa proprietà è nota come relazione di Faber e Jackson (1976) ed è espressa dalla

log LT = a log σ + b

LT ∝ σ4

La FJ lega LT , che dipende dalla distanza, a σ, che non dipende da essa. Misurando la luminosità apparente in mag e determinando la luminosità assoluta dalla misura di σ tramite la FJ si determina la distanza della galassia

La relazione di Faber-Jackson

78R = 0”

σ 0

Cinematica della galasia ellittica M87

79

80

Le galassie ellittiche più grandi hanno SB efficaci più basse. Questa proprietà è nota come relazione di Kormendy (1977) ed è espressa dalla

µe = a log Re + b

con a = 3.02, b = 19.74 (con H0 = 50 km s-1 Mpc-1 in banda V) e può anche essere espressa come

⟨µe⟩ = a’ log Re + b’

Re ∝ ⟨I⟩ e -0.90

Essendo Le = π ⟨I⟩ e Re2 allora si ha che

⟨I⟩ e ∝ Le –3/2

cioè galassie ellittiche più luminose hanno SB più basse

La relazione di Kormendy

81

82

Le galassie ellittiche non occupano tutto lo spazio tridimensionale definito dai parametri strutturali log Re, ⟨µ⟩ e e log σ ma si concentrano sul piano fondamentale (FP, Djorgovski & Davis 1987, Dressler et al. 1987) definito da

log Re = a log σ + b ⟨µ⟩ e + c

con a = 1.39, b = 0.36, c = -6.71 (con H0 = 50 km s-1 Mpc-1 in banda rG) e a = 1.25, b = 0.32, c=cost (con H0 = 50 km s-1 Mpc-1 in banda r). Se consideriamo log ⟨I⟩ e allora b=-0.82.

Il FP lega Re , che dipende linearmente dalla distanza, a ⟨µ⟩ e

e σ, che non dipendono da essa. Misurando Re in arcsec e determinando il suo valore in kpc tramite il FP si determina la distanza della galassia (con una precisione del 20%)

Piano fondamentale

83

Piano fondamentale

84

a) FP visto di “faccia”b) FP visto di “taglio” dal lato lungoc) FP visto di “taglio” dal lato corto

Jorgensen et al. (1996)

85

vale per le galassie a spirale (cinematica gas)

trovata da Tully e Fisher (1977)

le galassie a spirale più luminose hanno velocità di rotazione maggiori (= ∆V maggiore)

LT ∝ ∆ V4

log LT = 4 log ∆ V + cost

questo significa che le galassie a spirale più luminose sono le più massicce (!)

La relazione di Tully-Fisher

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gas (= Vc)

∆ V = ∆ v/sini

cinematica:

∆ v

fotometria:

mT ,i

87

NGC 3198

Otticoisofote

Radiomappa HI

Curva dirotazionesu asse maggiore

Profilo riga HI

W20

20%

∆ v

88

LT ∝ ∆ V4

89

Originariamente è stata trovata nel radio (HI) ma vale anche in ottico (HII)

Diverse definizioni di ∆V: W20, WR, 2Vmax, 2Vflat

La TF calibrata su galassie di distanza nota

con ∆B=0.25 e ∆V=0.06 correzioni empiriche (e arbitrarie) per tener conto del fatto che le galassie di ammasso sono sistematicamente più rosse di quelle di campo