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PARTE 1: LE PROPRIETA DELLE GALASSIE LOCALI Astrofisica delle Galassie N. Menci INAF-Osservatorio Astronomico di Roma PARTE 1: LE PROPRIETA DELLE GALASSIE.

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1 PARTE 1: LE PROPRIETA DELLE GALASSIE LOCALI Astrofisica delle Galassie N. Menci INAF-Osservatorio Astronomico di Roma PARTE 1: LE PROPRIETA DELLE GALASSIE LOCALI 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)Morfologia 3)Distribuzione e profili di brillanza 4)Spettri, Proprieta di emissione, Colori 5)Funzioni di Luminosita 6)Gruppi, Ammassi e LSS Relazioni globali 1)il piano fondamentale, relazione di Kormendy 2) le relazioni di Tully-Fisher e Faber-Jackson 3)Leggi di scala globali per la formazione stellare 4) Applicazioni Orbite: 1) Tempo di rilassamento e campo medio 2) Orbite in potenziali pre-assegnati 3) Orbite in simm assiale, epicicli 4) freq. di Lindblad, struttura a spirale 5) Orbite in potenziali non-simm. e 3D Equilibrio 1) Teorema di Boltzmann 2) Equazione di Jeans 3) Teorema di Jeans e teorema del viriale 4) Equilibrio Idrostatico 5) 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 galassie 1) Frizione dinamica 2) Sezioni durto e tempi di interazione per aggregazioni binarie 3) Effetti sulla funzione di massa 4) La dipendenza temporale e spaziale delle interazioni

2 PARTE II: LE GALASSIE AD ALTO REDSHIFT LA FORMAZIONE DELLE GALASSIE IN CONTESTO COSMOLOGICO PARTE 1: LE PROPRIETA DELLE GALASSIE LOCALI PARTE II: LE GALASSIE AD ALTO REDSHIFT LA FORMAZIONE DELLE GALASSIE IN CONTESTO COSMOLOGICO Richiami di Cosmologia Modeli di Friedmann Robertson Walker La materia osciura in cosmologia Overview: Proprieta osservative galassie lontane 1)Morfologia 2)Clustering 3)Dimensioni 4)Distribuzioni di luminosita e colori Formazione di strutture cosmiche 1) Perturbazioni: spettro ed evoluzione lineare; dissipazione 2) Evoluzione quasi-lineare: lorigine delle LSS 3) Evoluzione lineare: Modello Sferico e proprieta degli aloni La statistica e levoluzione degli aloni 1)La distribuzione di massa di Press & Shechter 2) Le probabilita di merging e tempi di sopravvivenza 3) Merging Trees Processi barionici in aloni di materia oscura 1)Raffreddamento radiativo del gas: raggio e tempo di cooling 2)Origine e formazione dei dischi 3)Formazione stellare, feedback da Supernovae 4)Merging e starbursts Modelli N-body e semi-analitici 1)Risultati e confronto con le oservazioni 2)Il quadro attuale della formazione delle galassie in contesto cosmologico 3)Problemi aperti Astrofisica delle Galassie

3 Overview: Principali proprieta oservative delle galassie 1)Componenti delle galassie 2)Morfologia 3)Distribuzione e profili di brillanza 4)Spettri, Proprieta di emissione, Colori 5)Funzioni di Luminosita 6)Gruppi, Ammassi e LSS Relazioni globali 1)il piano fondamentale, relazione di Kormendy 2) le relazioni di Tully-Fisher e Faber-Jackson 3)Leggi di scala globali per la formazione stellare 4) Applicazioni Orbite: 1) Tempo di rilassamento e campo medio 2) Orbite in potenziali pre-assegnati 3) Orbite in simm assiale, epicicli 4) freq. di Lindblad, struttura a spirale 5) Orbite in potenziali non-simm. e 3D Equilibrio 1) Teorema di Boltzmann 2) Equazione di Jeans 3) Teorema di Jeans e teorema del viriale 4) Equilibrio Idrostatico 5) 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 galassie 1) Frizione dinamica 2) Sezioni durto e tempi di interazione per aggregazioni binarie 3) Effetti sulla funzione di massa 4) La dipendenza temporale e spaziale delle interazioni

4 Richiami di Cosmologia Modeli di Friedmann Robertson Walker La materia osciura in cosmologia Overview: Proprieta osservative galassie lontane 1)Morfologia 2)Clustering 3)Dimensioni 4)Distribuzioni di luminosita e colori Formazione di strutture cosmiche 1) Perturbazioni: spettro ed evoluzione lineare; dissipazione 2) Evoluzione quasi-lineare: lorigine delle LSS 3) Evoluzione lineare: Modello Sferico e proprieta degli aloni La statistica e levoluzione degli aloni 1)La distribuzione di massa di Press & Shechter 2) Le probabilita di merging e tempi di sopravvivenza 3) Merging Trees Processi barionici in aloni di materia oscura 1)Raffreddamento radiativo del gas: raggio e tempo di cooling 2)Origine e formazione dei dischi 3)Formazione stellare, feedback da Supernovae 4)Merging e starbursts Modelli N-body e semi-analitici 1)Risultati e confronto con le oservazioni 2)Il quadro attuale della formazione delle galassie in contesto cosmologico 3)Problemi aperti

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6 William Herschel ( ) usa specchio da 48 cm di diametro Cataloghi di stelle (2500 oggetti) Costruisce un modello della distribuzione delle stelle, stimando le distanze con lassunzione che le stelle siano tutte di egual luminosità Bessel ( ) misura la distanza di 61 Cygni con il metodo della parallasse annua (1838): prima misura diretta Dimensione galattiche -> milioni di volte le dimensioni del sistema solare Relazione Luminosita-Periodo per le Cefeidi (Leavitt 1922) Gli ammassi globulari e la loro distribuzione spaziale non centrata sul Sole Il modello della Via Lattea di Shapley (1918) 1922 : la disputa sul modello della Via Lattea tra Kapteyn e Shapley Lassorbimento interstellare è più rilevante di 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.

7 La Galassia Disco galattico, piano galattico, coordinate galattiche R_Sole =8.5 Kpc I(r )=I 0 exp(-r/R d ) R d =3.5 Kpc => R_Sole fuori dalla regione che contine 70 % luce v c (R_Sole)=220 km/s Massa disco = M ʘ Luminosita disco= L ʘ Spessore disco minore (200 pc) per stele OB (giovani e massive) => irregolarita nel disco e nei bracci a spirale induce moto random Nucleo (sferoide) Stelle con approx. stessa eta e composizione chimica Stessa cinematica (no rotaz., vel. random) Contribuisce al % della lum. Totale delle Galassia

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9 Quando P coincide con T (punto tangente): 1) =0; 2) v r e max Oort, Westerhout & Kerr 1958 Rotazione differenziale del disco

10 Le collisioni tra stelle sono rare Moto in potenziale medio

11 La via Lattea e le Nubi di Magellano

12 D=60 kpc dal Sole

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14 Il dibattito Shapley-Curtis La soluzione della controversia Edwin Powell Hubble ( ) 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 = 2·10 6 LYs NATURA EXTRA-GALATTICA (...e M31 e' solo la piu' vicina!!!)

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17 D 700 kpc

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

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

21 La struttura a spirale e' evidenziata da complessi di regioni HII giganti illuminate (per fluorescenza) da stelle OB Vita di una Galassia: ~ anni Vita di una stelle OB: ~ 10 6 anni Formazione continua di nuove stelle

22 ʘ Nearly circular orbits M puntiforme al centro Sfera uniforme M=(4/3) r 3 Kepleriana

23 Redshift Per V<

24 Potenziale generato da stelle e gas nel disco Riprodotta da Binney & Tremaine fig.2-17 r -1/2 Dischi delle spirali (mediati in cerchi per eliminare la struttura a spirale)

25 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

26 NGC 2403

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

28 Lestinzione decresce approssimativamente con1/ Grani di polvere di dimensione cm Lunghezze donda maggiori non sono attenuate Densita gas 1 ( ) atomo cm 3 Polveri: 1 % massa del mezzo interstellare particelle di gas per ogni grano di polveri Probabilmente prodotte negli envelopes attorno a stelle supergiganti. Mantello: materiale ghiacc. (CO2 H2O NH2) Nucleo: Ferro, Silicati, Graphite. Extinction m - M = 5 log d A + PAHs (polyclyclic aromatic hydrocarbon) Anelli di benzene emissione caratteristca osservata In HII, AGB stars, galaxies

29 Fitzpatrick 2004 IR emission from local diffuse ISM Dust heated by local diffuse interstellar radiation field

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31 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. Moti disordinati

32 Le galassie ellittiche contengono comunque gas caldo (~10 6 K) molto tenue (meno di 1 atomo per litro) che emette per bremsstrahlung e osservabile in raggi X.

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35 Magnitudini M Q =-2.5 log 10 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= W m -2 Hz -1 ) Vega: spettro stella Vega magn. apparente Magn. Assoluta: magn. che loggetto avrebbe ad una distanza di 10 pc M ʘ V =4.83 M SirioV =1.41 m SirioV =-1.45

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