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

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-

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

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)

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

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.

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

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 )

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

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

Young & Scoville 1991, ARAA, 29, 581

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

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

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

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

NGC 2841 NGC 3184 NGC 4449 Sb Sc Irr

x Kennicutt 1998, ARAA, 36, 189

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

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

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

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

Beck 2001, Space Science Revs, 99, 243