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Galassie quiete ed attive Andrea Tarchi Istituto di Radioastronomia - CNR Osservatorio Astronomico - INAF Cagliari.

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Presentazione sul tema: "Galassie quiete ed attive Andrea Tarchi Istituto di Radioastronomia - CNR Osservatorio Astronomico - INAF Cagliari."— Transcript della presentazione:

1 Galassie quiete ed attive Andrea Tarchi Istituto di Radioastronomia - CNR Osservatorio Astronomico - INAF Cagliari

2 Introduzione

3 Immanuel Kant ( ) Le nebulose a spirale potrebbero essere sistemi stellari simili alla nostra Galassia "Island-universe hypothesis"

4 Il dibattito Shapley-Curtis National Academy of Sciences (Washington D.C., 1920) vs Harlow Shapley ( )Heber Curtis ( ) La Galassia ("universo") e' talmente grande che le nebulose a spirale NON possono essere esterne ad essa. Sono nebulose simili a quelle note L'Universo e' composto da molte galassie come la nostra. Le "nebulose a spirale" sono quindi esterne alla nostra Galassia

5 Il dibattito Shapley-Curtis 1.Qual'e' la distanza delle spirali? 2.Le spirali sono composte di stelle o gas? 3.Perche' le spirali sembrano "evitare" il piano Galattico?

6 Il dibattito Shapley-Curtis Qual'e' la distanza delle spirali? Von Maanen: studi di moti propri Rotazione M101 ~ 0.02" per anno T rot ~10 5 anni Rotazioni super relativistiche M101 e' piccola, ma vicina (grande dimensione angolare) I moti propri di M101 erano dubbi (in realta', causati da errori osservativi) M101; Credits: 1993, Association of Universities for Research in Astronomy, Inc Studi di distanze usando le Novae Confronto dei picchi di brillanza apparente fra novae in M31 e quelle nella nostra Galassia Discrepanze causate da: - scala di distanze Galattiche - mancanza di distinzione fra Novae e Supernovae

7 Il dibattito Shapley-Curtis Le spirali sono composte di stelle o gas? Se le spirali fossero galassie dovrebbero avere caratteristiche fotometriche e spettrali simili a quelle della Via Lattea Le spirali hanno brillanze superficiali >> di quella Galattica (Seares & Reynolds) Le Galassie a spirali sono piu' "blue" nel disco che nel bulge Spettri stellari in assorbimento erano difficili da ottenere al centro Falso??? Ma chi, nel 1920, sapeva veramente come dovesse essere una Galassia? (estinzione, Trumpler 1930; popolazioni stellari, Baade 1944; etc...)

8 Il dibattito Shapley-Curtis Perche' le spirali sembrano "evitare" il piano Galattico? Le spirali sembrano "evitare" il piano Galattico e tendono, in media, ad allontanarsi da noi a grande velocita' Le spirali sono vicine, in modo da subire una forza repulsiva esercitata dalla Galassia (una sola ipotesi, ma necessita di una nuova legge fisica) Noi siamo dentro al disco e siamo oscurati in direzioni diverse da quelle che lo evitano (tre ipotesi [abbiamo una banda di polvere; siamo nel disco; le spirali sono esterne], ma nessuna legge fisica nuova) NGC4565 (tipo Sb)

9 Il dibattito Shapley-Curtis La soluzione della controversia Edwin Powell Hubble ( ) Hubble (1923) : 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!!!)

10 La classificazione delle galassie Nell'Universo visibile esistono circa galassie di masse minori (molte), uguali e maggiori (poche) di quella della Galassia Hubble le ha classificate sulla base della forma geometrica in:

11 La classificazione delle galassie Spirali ordinarie Spirali ordinarie: S o SA, bulge centrale + disco piatto Spirali barrate: SB, bulge centrale + barra + disco piatto Ellittiche: E, con una distribuzione di luce tondeggiante e regolare Irregolari: Irr, con forma geometrica irregolare

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

13 La classificazione delle galassie Spirali ordinarie: S o SA, bulge centrale + disco piatto Spirali barrate Spirali barrate: SB, bulge centrale + barra + disco piatto Ellittiche: E, con una distribuzione di luce tondeggiante e regolare Irregolari: Irr, con forma geometrica irregolare

14 La classificazione delle galassie Spirali barrate NGC1365; Credit: FORS Team, 8.2-meter VLT Antu, ESO

15 La classificazione delle galassie Spirali ordinarie: S o SA, bulge centrale + disco piatto Spirali barrate: SB, bulge centrale + barra + disco piatto Ellittiche Ellittiche: E, con una distribuzione di luce tondeggiante e regolare Irregolari: Irr, con forma geometrica irregolare

16 La classificazione delle galassie Ellittiche M87; Credit: NASA and The Hubble Heritage Team (STScI/AURA)

17 La classificazione delle galassie Spirali ordinarie: S o SA, bulge centrale + disco piatto Spirali barrate: SB, bulge centrale + barra + disco piatto Ellittiche: E, con una distribuzione di luce tondeggiante e regolare Irregolari Irregolari: Irr, con forma geometrica irregolare

18 La classificazione delle galassie Irregolari NGC4449; Credit: S. Kohle, T. Credner

19 La classificazione delle galassie Diagramma"tuning fork" di Hubble

20 La classificazione delle galassie Ellittiche vs Spirali 1.Rapporto fra velocita' randomatiche e rotazionali: maggiore in E che in S (tondo vs piatto) 2.Quantita' di gas e polveri: minore in E che in S 3.Assenza di stelle giovani in E rispetto a S 4.Assenza di struttura a spirale in E (come anche in S0 e SB0)

21 La classificazione delle galassie Diagramma"tuning fork" di Hubble

22 La classificazione delle galassie Ellittiche Cosa causa l'appiattimento della forma ellittica da E0 a E7? Incremento nei moti rotazionali Anisotropia dei moti randomatici (Bertola, Capaccioli & Illingworth) Falso, forse Vero, forse Le galassie E sono supportate da moti ~ randomatici. I moti non sono abbastanza ordinati da generare strutture coerenti (es. onde di spirale) VERO

23 La classificazione delle galassie Spirali Sa -> Sc Sba -> SBc si aprono i bracci a spirale } bulge piu' grande -> bracci piu' chiusi bracci piu' chiusi -> minore quantita' di gas e polveri (con dubbio) Il gas e' qualche % della massa totale della Galassia: - il picco di SF e' avvenuto in passato - in ÷10 11 anni la SF potrebbe terminare spirali Sa (SBa) -> S0 (SB0) ???

24 La classificazione delle galassie Miglioramenti allo schema morfologico di Hubble De Vaucoulers ha aggiunto categorie allo schema di Hubble... (tipologie diverse di bars, rings, spirali)....pure troppe.... Morgan, Mayall & Osterbrock proposero di classificare anche la dominanza della luce dal bulge rispetto a quella del disco (e quindi anche la differenza spettrale fra le popolazioni stellari)

25 La classificazione delle galassie Popolazioni stellari Nel 1920 Hubble risolve in stelle le parti esterne di M31 Solo durante la II Guerra Mondiale, Walter Baade risolve in stelle molte galassie ellittiche e il bulge di M31 Pop. II (come nei GCs) Da studi successivi: il tipo spettrale e il colore delle galassie dipende molto dall'eta' della miscela di stelle e dal contenuto di elementi pesanti Ellittiche e bulges centrali delle spirali Ellittiche e bulges centrali delle spirali: principalmente stelle "vecchie" (> anni) Dischi delle spirali Dischi delle spirali: misto di stelle vecchie e giovani (le piu' giovani nei bracci) Alcune irregolari Alcune irregolari: particolarmente "blue" (stelle massive giovani) Nessuna galassia sembra avere assenza totale di stelle vecchie (eta' > anni)

26 La classificazione delle galassie Classificazione di Van den Bergh Van den Bergh propone di aggiungere un numero romano (I-V) al codice di classificazione di Hubble, in base alla luminosita' intrinseca delle spirali Es. Sc I e' una bella spirale regolare, molto luminosa, bulge piccolo e bracci aperti, molto gas e quindi grandi complessi HII (info buona per studi cosmologici) La correlazione fra classe di luminosita' e struttura a spirale si puo' spiegare con la teoria delle onde di densita' Massa maggiore -> velocita' maggiore negli urti fra nubi (camion) -> maggiore concentrazione di gas -> struttura a spirale meglio definita

27 Galassie "Normali" Fotometria superficiale Ovviamente semplicemente "osservare" la luce di una galassia puo' risultare impreciso (le lastre fotografiche sono piu' sensibili al blue e l'occhio accentua il contrasto fra regioni di braccio e intra-bracci) Fotometria superficiale (misura quantitativa della distribuzione di brillanza superficiale, luminosita' per unita' di area, nelle galassie)

28 Galassie "Normali" Fotometria superficiale Leggi empiriche Ellittiche e Bulges centrali delle spirali Dischi delle spirali (mediati in cerchi per eliminare la struttura a spirale) L(0) = brillanza superficiale centrale r 0 = lunghezza di scala r 0 varia molto da galassia a galassia (ovvio...diverse dimensioni) L(0) relativo piccolo scatter, utile per calibrare una proprieta' delle galassie normali giganti

29 Galassie "Normali" Dispersione delle velocita' nelle ellittiche e curve di rotazione nelle spirali Il moto orbitale di un oggetto materiale soggetto ad un campo gravitazionale ci permette di calcolare (roughly) la massa di esso v = dispersione nelle velocita' randomatiche (ellittiche) v = velocita' rotazionali del gas o delle stelle (spirali) Tre problemi 1.Ci vorrebbe una correzione numerica dipendente dalla cinematica e distribuzione di massa del sistema (modelli) 2.In realta', noi misuriamo θ. Per misurare r abbiamo bisogno della distanza della galassia (Cap. 14) 3.Misurare v non e' affatto banale (segue)

30 Galassie "Normali" Dispersione delle velocita' nelle ellittiche Ellittiche Con lo spettro di una galassia ellittica normalmente si misura la luce di una buona parte delle stelle della galassia e NON quella di una singola stella Confrontando lo spettro in assorbimento della galassia (molto allargato per la sovrapposizione dei moti) con quello di una stella si ottiene la dispersione media di velocita' V [= v/sqrt(3)] e, quindi, una stima della massa - Per M87 (ellittica gigante) e' relativamente facile M vis ~ 4 x M sol - Per Leo II (ellittica nana, "dwarf") e' piu' difficile: bassa brillanza superficiale e velocita' di dispersione M vis ~ 10 6 M sol... ma oltre...?!?

31 Galassie "Normali" Curve di rotazione nelle spirali Spirali Nel visibile, per calcolare le masse delle spirali si possono usare le velocita' di rotazione di gruppi di stelle (Doppler di righe di assorbimento) o regioni HII (Doppler di righe di emissione) Nel radio, la detezione della riga a 21 cm dell'H neutro ha permesso di compiere studi analoghi con sensibilita' maggiori. Single-dish: la larghezza totale della riga (massa totale approx.; relazione Fisher- Tully; con Arecibo curve di rotazione in parti esterne) Interferometria: campo di velocita' delle galassie esterne -> curve di rotazione (es. M101) Forte evidenza di massa mancante Forte evidenza di massa mancante (Roberts et al.)

32 Galassie "Normali" Curve di rotazione nelle spirali B/W=optical image of NGC 6946 from Digital Sky Survey Blue=Westerbork Synthesis Radio Telescope 21 cm image of Neutral Hydrogen Hydrogen usually much more extended than stars

33 Galassie "Normali" Curve di rotazione nelle spirali r·Ω(r) r distanza dal centro galattico velocita' circolare estensione radio a 21 cm estensione ottica

34 Galassie "Normali" Curve di rotazione nelle spirali Le curve di rotazione delle galassie a spirale rimangono piatte fino a grandi distanze dal centro Quindi, la densita' di massa superficiale del contributo gravitazionale μ(r), sia esso in disco o in alone, puo' decrescere solo come r -1 La distribuzione di luce L(r) decresce esponenzialmente con r (Schweizer) A grandi r, il rapporto μ(r)/L(r) cresce drammaticamente (materia oscura)

35 Galassie "Normali" Curve di rotazione nelle spirali Le curve di rotazione delle galassie a spirale rimangono piatte fino a grandi distanze dal centro La Massa entro un raggio r, M(r), cresce linearmente con r...ma fino a che r ???... Stime di masse a grandi distanze dal centro galattico utilizzano: - osservazioni ottiche per determinare distribuzione e cinematica degli ammassi globulari (indicazione di aloni massivi) - moti di sistemi binari di galassie Entrambi richiedono stringenti assunzioni statistiche Il problema della massa oscura e degli aloni massivi e' ancora aperto Il problema della massa oscura e degli aloni massivi e' ancora aperto

36 Galassie "Normali" Quando le galassie sono angolarmente troppo piccole per studi cinematici dettagliati, si misura la dispersione totale di velocita' V del profilo di riga della radiazione dalla parte visibile della galassia Relazione Faber-Jackson per galassie ellittiche La Relazione Fischer-Tully per galassie a spirale fra L e la V della riga 21-cm ha una simile dipendenza,anche se la costante di proporzionalita' differisce fra galassie ellittiche e spirali Importanza di queste relazioni Conoscendo V si ottiene L (brillanza intrinseca). Poi, misurando la brillanza apparente f...otteniamo la distanza della galassia

37 Galassie "Normali" Dinamica delle spirali barrate Teoreticamente le barre (dovute ad instabilita') sono state ben studiate e "modellate" (Hohl, Miller, Prendergast e altri) Un criterio generico, proposto da Kalnajs, Ostriker & Peebles, prevede che un sistema stellare formi barre quando l'energia rotazionale e' > del 39% di quella dei moti randomatici Dal momento che questo e' molto spesso vero (nelle vicinanze del Sole ha un eccesso del 40 %), quasi tutte le galassie dovrebbero essere barrate Loro proposero che un alone quasi-sferico contenesse i moti randomatici necessari per ridurre l'eccesso In realta', avevano sottostimato l'effetto stabilizzante dei bulges (Mark & Bergman)

38 Galassie "Normali" Dinamica delle spirali barrate...anyway... Insieme al formarsi della struttura a spirale, la creazione della barra rappresenta un altro modo per un corpo in rotazione di ottenere maggiore energia di legame per le parti interne del sistema, conservando il momento angolare totale Anche in questo caso una piccola distorsione della distribuzione stellare puo' produrre una risposta significativa nell'ISM (moti non-circolari, etc...)


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