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Astrofisica delle galassie I A.A. 2005/2006 Proprietà del mezzo interstellare.

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Presentazione sul tema: "Astrofisica delle galassie I A.A. 2005/2006 Proprietà del mezzo interstellare."— Transcript della presentazione:

1 Astrofisica delle galassie I A.A. 2005/2006 Proprietà del mezzo interstellare

2 Mezzo interstellare (ISM) Componente T e f M visibilità Hot ICM , raggiX WIM 0.3 8, : Ha, righe ass. IS Warm HI 1: 8, : HI, righe ass. IS nubi HI HI 21cm line nubi H 2 > CO, HCN, (H 2 ) HII Regions , Ha, radio cont Polveri IR, extinction Particelle radio cont, raggi-

3 Gas Atomico La maggior parte dellinformazione viene da misure della riga a 21cm HI –Misure single-dish per diverse migliaia di galassie Flusso HI integrato --> masse HI Profili di riga integrati --> velocità radiali, velocitià di rotazione –Mappe aperture synthesis distribuzione dettagliata di HI Curve di rotazione, campi di velocità 2D dettagliati (galassie vicine) struttura di e tra le nubi di ISM atomiche, distribuzione di temperatura

4 Distribuzione HI Il gas è molto più esteso --> tipicamente R HI ~ R 25 –La formazione stellare è avvenuta solo in parte del disco –La cinematica HI può essere usata per tracciare il potenziale gravitazionale a grandi raggi (decine di kpc)

5 Gruppo di M81: VLA Yun et al. 1994, Nature, 372, 530

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7 Cinematica dellHI Generalmente HI ruota a velocità pressocchè costante (curva di rotazione piatta ) –Il profilo integrato della riga HI mostra il tipico andamento a doppio corno –Fornisce precise misure di velocità radiali e larghezza di riga.

8 HI: Andamento con il tipo morfologico: HI costituisce ~metà della massa di gas totale in una tipica galassia a spirale (vs ~50% H 2 ) La frazione di gas HI è funzione dellHubble type M HI /M HI+stelle va da andando da E Irr Roberts & Haynes 1994, ARAA, 32, 115

9 Gas Molecolare La maggior parte del gas molecolare è in forma di H 2, ma gas H 2 freddo non ha righe di emissione osservabili. –La maggior pate dellinformazione è ricavata da transizioni rotazionali del CO in banda millimetrica, con qualche informazione aggiuntiva da isotopi del CO o da altre molecole (HCN, OH…) –La transizione principale del CO è a 2.7 mm (J = 1 --> 0) –Come nel caso HI, dati per galassie esterne si ottengono combinando tecniche single-disk e aperture synthesis H 2 è trovato in nubi fredde e massicce (>10 4 M o ), otticamente spesse con transizioni mm del CO. –Massa di H 2 è dedotta empiricamente dalla correlazione con la luminsità CO (questa questione è ancora controversa!!) N(H 2 ) (cm -2 ) ~ 3 x I(CO) (K km s -1 )

10 Distribuzione del CO in galassie a spirale il CO tende a seguire la distribuzione delle stelle, in particolare giovani –Poco o niente CO oltre il raggio ottico in molte galassie di piccola massa (S, Irr), CO è sistemamticamente debole rispetto alla quantitaà di stelle giovani e di HI Regan et al 2001, ApJ, 561, 218

11 CO: Andamento con il tipo morfologico Il gas molecolare tende ad essere la fase dominante in galassie a spirale early, con una frazione di H 2 che decresce per tipi più late, e/o galassie di piccola luminosità Forte aumento della frazione totale di gas (atomico + molecolare) con il tipo morfologico Young & Scoville 1991, ARAA, 29, 581

12 Young & Scoville 1991, ARAA, 29, 581

13 Polvere Interstellare Circa l1% dell ISM è in forma di grani solidi che contengono il ~50% degli elementi pesanti dellISM I grani assorbono circa il 40% dellenergia bolometrica di galassie nelluniverso locale –È possibile studiare la polvere modellando lestinzione osservata in banda visible e UV –I grani riemettono lenergia nel medio-infrarosso ( m) ed è possibile mappare la struttura della polvere direttamente

14 Emissione della polvere Spettro integrato della nostra Galassia (sotto) come esempio dello spettro tipico di una galassia –Lemissione della polvere è più larga di quella dovuta ad una singla temperatura ed è fittata come la somma di 4 componenti: T ~ 15 K ( mm) polvere fredda in nubi molecolari T ~ 20-30K ( mm) polvere in nubi diffuse, cirri IR T ~ 60 K (50 mm) grani tiepidi in zone di formazione stellare T ~ 300 K (10 mm) banda PAH in emissione da piccoli grani Cox et al. 1986, A&A, 155, 380 IR traccia la morfologia di bande di polvere, regioni di formazione stellare

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17 Ferguson et al 1998, Roussel et al 2001, ApJ, 506, L19 A&A, 369, 473 NGC 6946 H ISO 15 m Bendo et al 2002, AJ, 123, 3067

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20 ISM ionizzata tiepida Regioni HII –Traccia in maniera diretta la formazione stellare massiccia –Tracciata principalmente da righe di ricombinazione dellidrogeno (H, P, Br ) o da radio continuo termico Gas ionizzato diffuso –Densità caratteristica cm-3 –in spirali il gas è fotoionizzato principalmente da radiazione UV prodotta (sfuggita) da regioni HII Galassie early-type (e sferoidi) possono avere una fase diffusa che è ionizzata da shocks –A volte associata con la fase diffusa neutra

21 NGC 2841 NGC 3184 NGC 4449 Sb Sc Irr

22 x Kennicutt 1998, ARAA, 36, 189

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24 ISM calda ionizzata (coronale) E tracciata principalmente dallemissione X soft (bremsstrahlung (1-10 keV)) o da righe di assorbimento ad alta ionizzazione (e.g. OVI) T ~ 3-5 x 10 5 K, n ~ cm -3 –Alte temperature richiedono un riscaldamento di tipo cinetico (supernovae, venti stellari, collisioni fra nubi) Diversi tipi di strutture –Aloni diffusi dentro/attorno E/S0 massicce, bulge –Emissione diffusa dal disco dovuta a residui di supernove, venti stellari –Fontane extraplanari, ciminiere, superwinds –infalling clouds, cooling flows

25 NGC 4649 = M60: E2 Randall & Sarazin 2001, unpub NGC 4631: Sc Wang et al. 2001, ApJ, 555, L99 Chandra XO Images

26 NGC 1569 Irr Martin et al. 2002, ApJ, 574, 663

27 Particelle relativistiche, Campi Emissione continua radio (cm) di galassie è principalmente dovuta ad emissione non-termica di sincrotrone proveniente da elettroni relativistici nel campo magnetico della galassia –Quindi lemissione radio (distribuzione, polarizzazione) traccia i processi ad alta energia e la struttura o forza del campo magnetico interstellare

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29 Beck 2001, Space Science Revs, 99, 243


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