Fisica delle Galassie (incl. Astronomia Extragalattica)marconi/Lezioni/FisGal12/Lezione01.pdf · Fisica delle Galassie (incl. Astronomia Extragalattica) Alessandro Marconi Dipartimento

Fisica delle Galassie(incl. Astronomia Extragalattica)

Alessandro Marconi

Dipartimento di Fisica e Astronomia

Guido Risaliti

INAF-Osservatorio Astrofisico di Arcetri

AA 2011/2012

A. Marconi Fisica delle Galassie (2011/2012)

Poggio Imperiale Pian dei

GiullariVilla

“il Gioiello”

Porta Romana

Dipartimento di Fisica e Astronomia

Osservatorio di Arcetri

Alessandro [email protected]: 055 2055227 Largo Fermi 2

Guido [email protected]: 055 2752286Largo Fermi 5

Contatti e Materiale Didattico

2

Dove trovare le lezionihttp://www.arcetri.astro.it/~marconi →Didattica

mailto:[email protected]




http://www.arcetri.astro.it/~marconi



BibliografiaL.S. Sparke & J.S. Gallagher, IIIGalaxies in the Universe. An Introduction.Cambridge University Press

P. SchneiderExtragalactic Astronomy and Cosmology. An Introduction.Springer

M. LongairGalaxy FormationSpringer (→ Cosmologia)

J. Binney & S. TremaineGalactic DynamicsPrinceton University Press

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La formazione delle struttureAl momento della ricombinazione (t~1 Myr, z~1100): universo omogeneo e isotropo (ΔT/T~ 10-5, Δρ/ρ~ 10-3)

Adesso (t~13.5 Gyr, z~0): universo è ancora omogeneo e isotropo ma si sono formate molte strutture galassie, ammassi, superammassi.

Come si sono formate le strutture ed in particolare le galassie? → CosmologiaQuali sono le proprietà fisiche delle galassie e delle loro componenti?→ Questo corso

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L’emissione del fondo cosmico rappresenta la traccia fossile dell’attività dei barioni dalla

formazione dell’universo ad oggi.

Cosmic X-ray Background

Cosmic Microwave Background

Cosmic Infra-Red Background

Cosmic Optical Background

Nuclei Galattici

Attivi

Galassie

Universo Primordiale

(→Cosmologia)

Bri

llanz

a νF

ν [n

W m

-2 s

r-1]

Frequenza [Hz]


70%

26%

4%

Dark Energy

Dark Matter

Barions

I costituenti dell’universo

Solo il 4% dell’universo è costituito da materia ordinaria, il restante 96% è ignoto!

Galassia

Stelle

Gas

Polvere Materia Oscura

Nucleo Attivo e grande Buco Nero

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Argomenti del corsoGalassie

proprietà osservative (fotometriche e spettroscopiche)relazioni strutturalipopolazioni stellari e formazione stellareabbondanze di metallievoluzione cosmologicamodelli di formazione

Mezzo interstellaregas fotoionizzatopolvere

Nuclei galattici attivi e buchi neriproprietà osservativecomponenti (Broad Line Region, Toro, Narrow Line Region, Getti radio)buchi neri (GR, misura delle masse, relazione massa-galassia)disco di accrescimentoprocessi di emissione nelle varie bandeevoluzione cosmologica

Co-evoluzione di Galassie, Buchi Neri e Nuclei Attivi

Richiami di Astrofisica Stellare





Richiami di Astrofisica StellareLuminosità, flusso e intensità della radiazione

Emissività, assorbimento, equazione del trasporto radiativo

Lunghezze e distanze

Risoluzione spaziale delle osservazioni

Masse e raggi stellari

Corpo nero

Fotometria, magnitudini, colori

Spettri stellari e classificazione spettrale delle stelle

Abbondanze degli elementi

Diagramma Hertzsprung-Russel

Produzione di energia nelle stelle

Evoluzione stellare

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Richiami su la“Via Lattea”




Le Galassie:tipi morfologici

Lezione 1


I Primi Cataloghi di GalassieGrazie all’utilizzo del cannocchiale inventato da Galileo, nel XVIII secolo è ormai ben nota l’esistenza delle nebulose (nebulae). Oggetto di discussione diventano ben presto le nebulose a “spirale”.Attorno al 1750 Thomas Wright e Immanuel Kant sono i primi a speculare che le nebulose a spirale siano sistemi di stelle come la Via Lattea, collocati a grande distanza da essa (island-universe hypothesis). Charles Messier nel periodo 1758-1782 compila il suo catalogo di ~100 oggetti nebulari.Il Catalogo di Messier contiene nebulose galattiche (es. nebulosa del Granchio M1, nebulosa di Orione) e galassie esterne (es. galassia di Andromeda, M31).Anche William, Carolin e John Herschel nel periodo 1786-1864 pubblicano a più riprese cataloghi con migliaia di oggetti nebulari.

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Oggetti nel Catalogo di Messier


I Primi Cataloghi di Galassie

John Dreyer nel 1888 pubblica il “New General Catalogue of Nebulae and Clusters of Stars”.

Contiene nebulose galattiche, ammassi di stelle e galassie. Gli oggetti vanno da NGC 1 a NGC 7840 (es. galassia M87 è NGC 4486, M31 è NGC 224, ecc.)

Nel periodo 1895 - 1908 pubblica due edizioni del “Index Catalogue of Nebulae”. Oggetti IC 1 fino a IC 5836.

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The Great Astronomy DebateNel 1918 Harlow Shapley propone il suo modello della Via Lattea: le sue dimensioni sono ritenute così grandi che non possono che racchiudere tutto l’universo.

Le nebulose a spirale devono essere strutture interne alla nostra Galassia ma altri astronomi guidati da Heber Curtis non sono d’accordo.

Nel 1920 viene svolto un dibattito davanti all’Accademia Nazionale delle Scienze a Washington, “the great astronomy debate”.

Quali sono le distanze delle spirali?

Le spirali sono composte di gas o stelle?

Perché le spirali “evitano” il piano della Via Lattea?

Gran parte degli argomenti addotti a sostegno dell’ipotesi di Shapley erano sofisticati ma sbagliati perché non consideravano bene errori osservativi e/o l’estinzione da polvere.

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H. Shapley H. Curtis


La controversia fu risolta nel 1923 da Edwin Hubble che identificò una variabile Cefeide in M31 (Andromeda) e ne stimò la distanza con la relazione Periodo-Luminosità ottenendo D=285 kpc.

Troppo distante per essere nella nostra Galassia anche con le dimensioni esagerate di Shapley!

Il valore moderno è ~ 770 kpc = 2.5×106 lyr

The Great Astronomy Debate

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Galassie nell’universo

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50”

10”

Hubble Ultra Deep Field

Una delle immagini più profonde mai ottenute dal telescopio spaziale Hubble (Hubble Space Telescope, HST) con la Advanced Camera for Surveys (ACS)

Field of View (FOV): 200′′ × 200′′ = 4×104 arcsec2

TEXP: ~400 h

Rivelate: ~10000 galassie

Più distanti a z~6-7 (d~1010 ly)

Galassia con d=109 ly


Dimensioni e numero galassieLa galassia in figura ha dimensione angolare ≃10′′; se la sua distanza fosse, ad esempio, d = 109 Ly, la sua dimensione reale sarebbe

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D =D()× d

206265 rad−1 =10 × 109 ly

206265 rad−1 = 4.8× 104 ly

Stima del numero di galassie visibili nell’universo, ovvero delle galassie che riuscirei se osservassi tutto il cielo con esposizioni tipo HUDF.HUDF contiene ~104 galassie (~10 stelle nel campo);campo di vista è 4 x 104 arcsec2, densità di galassie su sfera celeste è

φgal =104 gal

4× 104 arcsec2= 0.25 gal arcsec−2 una galassia ogni 2′′×2′′

Tutto il cielo corrisponde ad angolo solido 4π steradianti; 1 sterad = 1 rad2

Ωsky = 4π rad2 = 4π

180 deg

π

2

= 41253 deg2 = 5.35× 1011 arcsec2


Dimensioni e numero galassie

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ovvero in tutto il cielo si osserverebbe un numero di galassie pari a

Ngal = Ωsky φgal ∼ 1.34× 1011 gal

queste sono tutte le galassie visibili (tipo HUDF) la cui distanza è inferiore all’età dell’universo (vedi lezione precedente).

Per osservare tutto il cielo come HUDF occorrerebbe un numero di esposizioni pari a

Nexp =Ωsky

FOVHUDF

=5.35× 1011 arcsec2

4× 104 arcsec2= 1.34× 107

Siccome ciascuna esposizione richiederebbe 400h, la cosa non è ovviamente realizzabile.


Irregolari (alcune interagenti)

Tipi morfologici

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SpiraliEllittiche


La classificazione di Hubble

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Sferica

Diagramma a “Forchetta” di Hubble

Ellittica schiacciata

Bulge grande, braccia a spirale molto avvolte

Bulge piccolo, braccia a spirale poco avvolte

Spirali Barrate

Spirali Normali

Irregolari

Ellittiche

Galassie Lenticolari

o

Le S0/SB0 sono intermedie, con sferoide e disco ma nessuna struttura a spirale.


Galassie a Spirale

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barra

Sono caratterizzate da:sferoidi (bulge) nucleari relativamente piccoli con stelle di popolazione II e stelle vecchie di popolazione I;dischi con braccia a spirale ricche di gas e polvere, con formazione stellare in corso e stelle giovani di popolazione I.

Spirali barrate:sono i ~2/3 di tutte le spirali;hanno sferoidi nucleari con una struttura allungata a “barra” dai cui estremi si dipartono le braccia a spirale.

Bulge/Disco: grande piccolo“Avvolgimento” della spirale: grande piccolo“Definizione” della spirale: poca molta

M91: SBbNGC1073: SBc

M99: ScNGC 1068: SbNGC 7217: Sab

NGC 4650: SBa

NGC 3115: S0

NGC 936: SB0

S0/SB0: nessun braccio a spirale.

Galassie a Spirale


Galassie Ellittiche

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Ellittica gigante M87: E1

Ellittica M59: E5

Le galassie ellittiche:sono costituite principalmente da uno sferoide;sono prive di dischi, hanno poco gas e polvere e nessuna formazione stellare in corso;le stelle sono in gran parte di popolazione II.

La forma delle isofote delle galassie ellittiche sul piano del cielo varia da perfettamente circolare a fortemente ellittica.


Il numero che caratterizza un’ellittica è N = int[10 (1-b/a)].Non esistono ellittiche con N > 7 (ovvero non esistono E8, E9 ecc.).Questo schema non tiene conto della forma vera dell’ellittica che è un ellissoide tridimensionale (in genere oblato o triassiale):Sfera: a=b=cSferoide oblato a=b>cSferoide prolato a=b < cSferoide triassiale a>b>c

Galassie Ellittiche

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M89 (NGC 4552): E0 M49 (NGC 4472): E4 M5 (NGC 4621): E5

ab

c

Oblato: a = b > c Prolato: a = b < c


Galassie Irregolari e Peculiari

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Irregolari: la Grande Nube di Magellano

Peculiari: la galassia "Antenna"

Le galassie Irregolari non hanno un bulge riconoscibile o delle braccia a spirale. Sono un mix caotico di gas, polvere e stelle (popolazione I).Spesso sono galassie “satelliti” (→ Grandi Nubi di Magellano).

Spesso sono in interazione con dei compagni ed hanno una grossa formazione stellare(→ galassia “Antenna”).


Galassie Irregolari

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Small Magellanic CloudLarge Magellanic Cloud

NGC 1313

IC 5252


La classificazione di Hubble

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Moti “caotici” Rotazione

Sferica

Diagramma a “Forchetta” di Hubble

Ellittica schiacciata

Bulge grande, braccia a spirale molto avvolte

Bulge piccolo, braccia a spirale poco avvolte

Spirali Barrate

Spirali Normali

Irregolari

Ellittiche

Galassie Lenticolari

o

Le S0/SB0 sono intermedie, con sferoide e disco ma nessuna struttura a spirale.

Non è una sequenza evolutiva!

Early types

Late types


Tipi di GalassieEllittiche: E

distribuzione di luce regolare di forma ellissoidaleLenticolari: S0

sferoide centrale (bulge; simile a galassia ellittica) e disco senza braccia a spirale

Lenticolari Barrate: S0Bsferoide centrale, barra e disco senza braccia a spirale o presenza di polvere evidente (dust lanes).

Spirali Normali: S o SA sferoide centrale e disco con braccia a spirale

Spirali Barrate: SBsferoide centrale, barra e disco con braccia a spirale

Irregolari: Irrnessuna struttura regolare riconoscibile

Ellittiche e Lenticolari costituiscono le galassie “Early Types” in contrasto con le spirali (Late types).La sequenza delle spirali è stata estesa da de Vaucouleurs ai tipi Sd-Sm.

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Ellittiche, Spirali e Irregolari

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Classificazione di Hubble “rivista”.

Classificazione di Hubble rivista con il parametro T di de Vaucouleur

cD cluster dominant (galassie centrali degli ammassi; circondate da un alone blu esteso)dE dwarf ellipticaldSph dwarf spheroidal dIrr dwarf irregular(rivelate principalmente nel gruppo locale)


Ellittiche, Spirali e IrregolariGalassie Ellittiche:LB da 105 a più di 1011 LB⊙; masse da 107 a 1013 M⊙;diametri da alcuni ~0.1 kpc ad alcuni ~100 kpc.Oltre alle ellittiche normali esistono:

galassie centrali di ammassi (cD): fino a d~1 Mpc, 1012 LB⊙ e M~1014 M⊙;ellittiche nane (dE): deboli e diffuse, non sono “solo” piccole, hanno proprietà strutturali distinte;dwarf Spheroidals (dSph): minimo in MB, solo satelliti della Milky Way (difficili da vedere);Blue Compact Dwarfs (BCD’s): piccole, molto blu (stelle giovani e basse metallicità).dE e dSph, non hanno rotazione ordinata.

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Galassie a Spirale:LB da 108 a meno di 1011 LB⊙;

masse da 109 a 1012 M⊙;diametri dei dischi da 5 a 100 kpc;

Lbul/Ldisk ~0.3 (Sa) → ~0.05 (Sc).

Irregolari:LB da 107 a 1010 LB⊙;

masse da 108 a 1010 M⊙; diametri da 1 a 10 kpc.

Per Sole LB⊙ ~ 0.12 L⊙

E, S, IrrProprietà lungo la sequenza di Hubble (Robert & Haynes 1994)

1994ARA&A..32..115R

log

<R

lin/k

pc>

log

<L B

/LB

⊙>

log

<M

T/M

⊙>

log

<M

T/L B

>

Mediane (50mo percentile)

Medie

75mo percentile

25mo percentile

Ellittiche, Spirali e Irregolari

68%

29%

3%

Localmente, per galassie mediamente brillanti:

~ 70% spirali~ 30% ellittiche/S0< 3% irregolari.

3.3 Peculiar and Interacting Galaxies 57

Fig. 3.4. The fractions of different morphological types of galaxy found in different galaxyenvironments. The local number density of galaxies is given as a projected surface density,!proj of galaxies, that is, numbers Mpc!2 (Dressler, 1980)

Most of these remarkable structures are due to strong gravitational interactions, orcollisions, between galaxies. In the early 1970s, Toomre and Toomre carried out pi-oneering computer simulations of close encounters between galaxies which showedhow such events could give rise to remarkable asymmetric structures (Toomre andToomre, 1972). In Fig. 3.6, a deep image of the pair of interacting galaxies knownas the Antennae is shown, revealing the extraordinary long ‘tails’ which seem to beemanating from a pair of closely interacting spiral galaxies in which a great deal ofrecent star formation has occurred.

The Toomres showed how such elongated ‘tails’ could be accounted for bya gravitational interaction between two spiral galaxies. In the simulation shownin Fig. 3.7, the two spiral galaxies pass close to each other on prograde orbits,that is, the rotational axes of the two discs are parallel and also parallel to therotational axis of the two galaxies about their common centre of mass. The spiralgalaxies are represented by differentially rotating discs of stars and, while they areat their distance of closest approach, the stars in the outermost rings feel the samemutual force acting upon them for a very much longer time than if the passagehad been in, say, the retrograde direction. As a result, the outer rings of stars feel

Ma la loro frequenza dipende dall’environment ...

Densità superficiale di galassie (# galassie Mpc-2)

Fraz

ione

del

la p

opol

azio

ne Spirali+Irr

Ellittiche

S0

Ellittiche e spiraliSi ritiene che una galassia ellittica sia il risultato del merging di due galassie a spirale.Più è denso l’environment, maggiore è la probabilità di interazione e/o merging, maggiore è la frazione di ellittiche e S0.

Colori indicano età stellare media da 107 yr (blu) a ~109 yr (rosso).

L’intensità indica la densità stellare proiettata (scalata logaritmicamente)

https://www.cfa.harvard.edu/~phopkins/Site/Movies.html




E’ veramente utile?Esistono dei problemi con la classificazione morfologica:

è soggettiva ed è basata su materiale fotografico molto sensibile alla luce blue (p.e. nell’infrarosso le braccia a spirale sono molto meno importanti).

Si usa lo stesso perché è utile ed è correlata alle proprietà fisiche delle galassie che variano lungo la sequenza di Hubble:

il colore integrato delle galassie passa dal rosso (early types) al blu (late types);

le orbite delle stelle passano da prevalentemente caotiche (early types) a ordinate in dischi ruotanti (late types);

il mezzo interstellare passa dall’essere gas caldo che emette raggi-X (early types), a gas freddo che emette HI (late types);

il tasso di formazione stellare in corso va da ~0 (early types) ad alcune M⊙/yr (late types);

l’abbondanza degli elementi pesanti va da >Z⊙ (early types) a << Z⊙ (late types).

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Databases utiliDati principali sulle galassie note (inclusa la bibliografia)

NASA-IPAC Extragalactic database (NED)http://ned.ipac.caltech.edu/ (→ es. M 31, NGC 4594, Centaurus A)SIMBADhttp://simbad.u-strasbg.fr/simbad/ (non solo galassie, anche stelle)Digital Sky Survey (DSS)http://archive.eso.org/dss/dss (survey ottica basata su lastre fotografiche)Two Micron All Sky Survey (2MASS) (J, H, K all sky)http://irsa.ipac.caltech.edu/ Sloan Digital Sky Survey (SDSS)http://skyserver.sdss3.org/dr8/en/tools/explore/obj.asp (Immagini e spettri)

SDSS J075946.49+421526.6 (spiral galaxy)

SDSS J011522.02-004937.3 (quasar z~1.2)

SDSS J011620.75+001016.2 (bright blue star)

SDSS J011613.03+001311.4 (faint red star)

SDSS J094103.63+344331.9 (the "voorwerp", star-forming region)

http://ned.ipac.caltech.edu

http://ned.ipac.caltech.edu

http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/

http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/

http://archive.eso.org/dss/dss

http://archive.eso.org/dss/dss

http://irsa.ipac.caltech.edu

http://irsa.ipac.caltech.edu

http://skyserver.sdss3.org/dr8/en/tools/explore/obj.asp

http://skyserver.sdss3.org/dr8/en/tools/explore/obj.asp

http://skyserver.sdss3.org/dr8/en/tools/quicklook/quickobj.asp?id=1237651191352590533










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