PARTE 1: LE PROPRIETA’ DELLE GALASSIE LOCALI

PARTE 1: LE PROPRIETA’ DELLE GALASSIE LOCALI

Astrofisica delle Galassie

N. MenciINAF-Osservatorio Astronomico di Roma


PARTE II: LE GALASSIE AD ALTO REDSHIFT LA FORMAZIONE DELLE GALASSIE IN CONTESTO COSMOLOGICO

Overview: Principali proprieta’ oservative delle galassie

1) Componenti delle galassie 2) Morfologia3) Distribuzione e profili di brillanza4) Spettri, Proprieta’ di emissione, Colori5) Funzioni di Luminosita’6) Gruppi, Ammassi e LSS

Relazioni globali1) il piano fondamentale, relazione di Kormendy 2) le relazioni di Tully-Fisher e Faber-Jackson3) Leggi di scala globali per la formazione stellare4) Applicazioni

Orbite: 1) Tempo di rilassamento e campo medio2) Orbite in potenziali pre-assegnati3) Orbite in simm assiale, epicicli4) freq. di Lindblad, struttura a spirale5) Orbite in potenziali non-simm. e 3D

Equilibrio1) Teorema di Boltzmann2) Equazione di Jeans 3) Teorema di Jeans e teorema del viriale4) Equilibrio Idrostatico5) Applicazioni: - misura profili di massa in galassie ellittiche e ammassi - misura di masse con il teorema del viriale

dark matter in ammassi di galassie - profili di densita’ di sistemi non collisionali

Interazioni tra galassie1) Frizione dinamica2) Sezioni d’urto e tempi di interazione per aggregazioni

binarie3) Effetti sulla funzione di massa4) La dipendenza temporale e spaziale delle interazioni




Richiami di CosmologiaModeli di Friedmann Robertson WalkerLa materia osciura in cosmologia

Overview: Proprieta’ osservative galassie lontane1) Morfologia2) Clustering3) Dimensioni4) Distribuzioni di luminosita’ e colori

Formazione di strutture cosmiche1) Perturbazioni: spettro ed evoluzione lineare; dissipazione2) Evoluzione quasi-lineare: l’origine delle LSS3) Evoluzione lineare: Modello Sferico e proprieta’ degli aloni

La statistica e l’evoluzione degli aloni1)La distribuzione di massa di Press & Shechter2) Le probabilita’ di merging e tempi di sopravvivenza3) Merging Trees

Processi barionici in aloni di materia oscura1)Raffreddamento radiativo del gas: raggio e tempo di cooling2)Origine e formazione dei dischi3)Formazione stellare, feedback da Supernovae4)Merging e starbursts

Modelli N-body e semi-analitici1)Risultati e confronto con le oservazioni2)Il quadro attuale della formazione delle galassie in contesto cosmologico3)Problemi aperti

Astrofisica delle Galassie

Overview: Principali proprieta’ oservative delle galassie

1) Componenti delle galassie 2) Morfologia3) Distribuzione e profili di brillanza4) Spettri, Proprieta’ di emissione, Colori5) Funzioni di Luminosita’6) Gruppi, Ammassi e LSS

Relazioni globali1) il piano fondamentale, relazione di Kormendy 2) le relazioni di Tully-Fisher e Faber-Jackson3) Leggi di scala globali per la formazione stellare4) Applicazioni

Orbite: 1) Tempo di rilassamento e campo medio2) Orbite in potenziali pre-assegnati3) Orbite in simm assiale, epicicli4) freq. di Lindblad, struttura a spirale5) Orbite in potenziali non-simm. e 3D

Equilibrio1) Teorema di Boltzmann2) Equazione di Jeans 3) Teorema di Jeans e teorema del viriale4) Equilibrio Idrostatico5) Applicazioni: - misura profili di massa in galassie ellittiche e ammassi - misura di masse con il teorema del viriale

dark matter in ammassi di galassie - profili di densita’ di sistemi non collisionali

Interazioni tra galassie1) Frizione dinamica2) Sezioni d’urto e tempi di interazione per aggregazioni binarie3) Effetti sulla funzione di massa4) La dipendenza temporale e spaziale delle interazioni

Richiami di CosmologiaModeli di Friedmann Robertson WalkerLa materia osciura in cosmologia

Overview: Proprieta’ osservative galassie lontane1) Morfologia2) Clustering3) Dimensioni4) Distribuzioni di luminosita’ e colori

Formazione di strutture cosmiche1) Perturbazioni: spettro ed evoluzione lineare; dissipazione2) Evoluzione quasi-lineare: l’origine delle LSS3) Evoluzione lineare: Modello Sferico e proprieta’ degli aloni

La statistica e l’evoluzione degli aloni1)La distribuzione di massa di Press & Shechter2) Le probabilita’ di merging e tempi di sopravvivenza3) Merging Trees

Processi barionici in aloni di materia oscura1)Raffreddamento radiativo del gas: raggio e tempo di cooling2)Origine e formazione dei dischi3)Formazione stellare, feedback da Supernovae4)Merging e starbursts

Modelli N-body e semi-analitici1)Risultati e confronto con le oservazioni2)Il quadro attuale della formazione delle galassie in contesto cosmologico3)Problemi aperti

William Herschel (1738-1822) usa specchio da 48 cm di diametroCataloghi di stelle (2500 oggetti)Costruisce un modello della distribuzione delle stelle, stimando le distanze con l’assunzione che le stelle siano tutte di egual luminosità

Bessel (1784-1864) misura la distanza di 61Cygni con il metodo della parallasse annua(1838): prima misura direttaDimensione galattiche -> milioni di volte le dimensioni del sistema solare

Relazione Luminosita’-Periodo per le Cefeidi(Leavitt 1922)

Gli ammassi globulari e la loro distribuzionespaziale non centrata sul Sole• Il modello della Via Lattea di Shapley(1918)• 1922 : la disputa sul modello della ViaLattea tra Kapteyn e Shapley

L’assorbimento interstellare è più rilevantedi quanto pensato da Kapteyn e Shapley(Trumpler 1930)

Kant fu il primo a sostenere che l'evidente anisotropia nella distribuzione di stelle della Via Lattea poteva essere spiegato ipotizzando che il Sole si trovasse all'interno di un sistema stellare di dimensioni finite e fortemente schiacciato.

La Galassia

Disco galattico, piano galattico, coordinate galattiche

R_Sole =8.5 Kpc

I(r )=I0exp(-r/Rd) Rd=3.5 Kpc => R_Sole fuori dalla regione che contine 70 % luce

vc (R_Sole)=220 km/s

Massa disco = 6 1010 Mʘ

Luminosita’ disco= 1.2 1010 Lʘ

Spessore disco minore (200 pc) per stele OB (giovani e massive) => irregolarita’ nel disco e nei bracci a spirale induce moto random

rrGMFrvc)(2

Nucleo (sferoide)Stelle con approx. stessa eta’ e composizione chimicaStessa cinematica (no rotaz., vel. random)Contribuisce al 15-20 % della lum. Totale delle Galassia

lvRvvr sin)cos()( 0

Quando P coincide con T (punto tangente): 1) =0; 2) vr e’ max

lvvRv r sin)( 0

Oort, Westerhout & Kerr 1958Rotazione differenziale del disco

yrskmpcv

pccmn

pcnkpcRkpcd

stelleN

r

19214

1433

3

11

2

10)/40/(510/

510510.1/1

3.0 10 1

10

)2(

Le collisioni tra stelle sono rareMoto in potenziale medio

La via Lattea e le Nubi di Magellano

D=60 kpc dal Sole

Il dibattito Shapley-CurtisLa soluzione della controversia

Edwin Powell Hubble (1889-1953)

Hubble:ha identificato una Cefeide variabile in

M31(gia' un grande risultato osservativo)

ha utilizzato la brillanza apparente e la relazione periodo-luminosita'

ha calcolato la distanza D di M31

D = 2·106 LYs

NATURA EXTRA-GALATTICA(...e M31 e' solo la piu' vicina!!!)

D≈700 kpc

La nostra Galassia e quella di Andromeda fanno parte di un sistema chiamato Gruppo locale.

La galassia Whirlpool; M51 Image Credit: NASA and The Hubble Heritage Team (STScI/AURA) Acknowledgment: N. Scoville (Caltech) and T. Rector (NOAO)

La struttura a spirale e' evidenziata da complessi di regioni HII giganti illuminate

(per fluorescenza) da stelle OB

Vita di una Galassia: ~ 1010 anni

Vita di una stelle OB: ~ 106 anni

Formazione continua di nuove stelle

skmvorb /300200

MM total1210 ʘ

Nearly circular orbits

2/1 rGMvc

M puntiforme al centro

rGvc 34

Sfera uniforme M=(4/3) r3

Kepleriana

rr

rrGMFrvc

)(2

cV

cVcVz

zz

cV

z

cccV

1/1/1

1111

1/1/-1 /1

2

2

0

0

00

2 0

Redshift

Per V<<c z<<1

)sin(ivvobs

Potenziale generato da stelle e gas nel disco

0

2

0 ''')'()(

xx

ddrrrGx

0.8

0.6

0.4

0.2

108642

dc rGMv //

drr /

rr

rrGMFrvc

)(2

rGMvc 2

Riprodotta da Binney & Tremaine fig.2-17

r -1/2

Schweizer ])(exp[)( 0 drrIrI

Dischi delle spirali (mediati in cerchi per eliminare la struttura a spirale)

Le misure della velocita’ di rotazione di gas neutro orbitante in galassie a spirale (osservabile nel radio grazie alla riga a 21 cm) mostrano infatti che anche la gravita’ che opera nelle galassie e’ determinata da una massa maggiore (di decine di volte) di quella osservata in gas e stelle.

NGC 6946 from Digital Sky Survey

Blue=Westerbork Synthesis Radio Telescope 21 cm image of Neutral Hydrogen

HI molto piu’ esteso del disco stellare

NGC 2403

Le polveri assorbono gran parte della emissione blu ed ultravioletta e la riemettono a lunghezze d’onda maggiori.A seguire, si mostra l’immagine ottica di Centaurus A (con la sua cintura di polveri) e quella infrarossa, dove l’emissione proviene principalmente dalla zona dove orbitano le polveri.

L’estinzione decresce approssimativamente con1/Grani di polvere di dimensione 10-6 cmLunghezze d’onda maggiori non sono attenuateDensita’ gas ≈ 1 (0.001- 1000) atomo cm3

Polveri: 1 % massa del mezzo interstellare1012 particelle di gas per ogni grano di polveriProbabilmente prodotte negli envelopes attorno a stelle supergiganti.

Mantello: materiale ghiacc. (CO2 H2O NH2) Nucleo: Ferro, Silicati, Graphite.

Extinctionm - M = 5 log d - 5 + A

+PAHs (polyclyclic aromatic hydrocarbon)

Anelli di benzene emissione caratteristca osservata

In HII, AGB stars, galaxies

Fitzpatrick 2004

IR emission from local diffuse ISM

Dust heated by local diffuse interstellar radiation field

ʘ

Un galassia ellittica gigante (M87). Le galassie ellittiche sono povere di gas e hanno scarsa o nulla formazione stellare. Sono ricche di stelle evolute.

MM stelle1210

Moti disordinati

Le galassie ellittiche contengono comunque gas caldo (~106 K) molto tenue (meno di 1 atomo per litro) che emette per bremsstrahlung e osservabile in raggi X.

kTh

ekT

s

1)(

Magnitudini

MQ=-2.5 log10 L + const

Q=banda: U=3650 A, B=4400, V=5500, R, I, J, K

R=bandpass

g =spettro di riferimento: AB : g=3631 Jy (1 Jy=10-26 W m-2 Hz-1)Vega: spettro stella Vega

magn. apparente

Magn. Assoluta: magn. che l’oggetto avrebbe

ad una distanza di 10 pc

MʘV=4.83MSirioV=1.41

mSirioV=-1.45

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