Astrofisica delle Galassie

Presentazione sul tema: "Astrofisica delle Galassie"— Transcript della presentazione:

1 Astrofisica delle Galassie
Orbite: Tempo di rilassamento e campo medio Orbite in potenziali pre-assegnati 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 Frizione dinamica Sezioni d’urto e tempi di interazione per aggregazioni binarie Effetti sulla funzione di massa La dipendenza temporale e spaziale delle interazioni Overview: Principali proprieta’ oservative delle galassie Componenti delle galassie Morfologia Distribuzione e profili di brillanza Spettri, Proprieta’ di emissione, Colori Funzioni di Luminosita’ Gruppi, Ammassi e LSS Relazioni globali il piano fondamentale, relazione di Kormendy le relazioni di Tully-Fisher e Faber-Jackson Leggi di scala globali per la formazione stellare 4) Applicazioni 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 PARTE 1: LE PROPRIETA’ DELLE GALASSIE LOCALI

2 Astrofisica delle Galassie
La statistica e l’evoluzione 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 Richiami di Cosmologia Modeli di Friedmann Robertson Walker La materia osciura in cosmologia Overview: Proprieta’ osservative galassie lontane Morfologia Clustering Dimensioni Distribuzioni di luminosita’ e colori Formazione di strutture cosmiche 1) Perturbazioni: spettro ed evoluzione lineare; dissipazione 2) Evoluzione quasi-lineare: l’origine delle LSS 3) Evoluzione lineare: Modello Sferico e proprieta’ degli aloni Astrofisica delle Galassie PARTE 1: LE PROPRIETA’ DELLE GALASSIE LOCALI PARTE II: LE GALASSIE AD ALTO REDSHIFT LA FORMAZIONE DELLE GALASSIE IN CONTESTO COSMOLOGICO PARTE II: LE GALASSIE AD ALTO REDSHIFT LA FORMAZIONE DELLE GALASSIE IN CONTESTO COSMOLOGICO

3 Overview: Principali proprieta’ oservative delle galassie
Componenti delle galassie Morfologia Distribuzione e profili di brillanza Spettri, Proprieta’ di emissione, Colori Funzioni di Luminosita’ Gruppi, Ammassi e LSS Relazioni globali il piano fondamentale, relazione di Kormendy le relazioni di Tully-Fisher e Faber-Jackson Leggi di scala globali per la formazione stellare 4) Applicazioni Orbite: Tempo di rilassamento e campo medio Orbite in potenziali pre-assegnati 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 Frizione dinamica Sezioni d’urto e tempi di interazione per aggregazioni binarie Effetti sulla funzione di massa 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 Morfologia Clustering Dimensioni Distribuzioni di luminosita’ e colori Formazione di strutture cosmiche 1) Perturbazioni: spettro ed evoluzione lineare; dissipazione 2) Evoluzione quasi-lineare: l’origine delle LSS 3) Evoluzione lineare: Modello Sferico e proprieta’ degli aloni La statistica e l’evoluzione 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 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. 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 l’assunzione 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 L’assorbimento interstellare è più rilevante di quanto pensato da Kapteyn e Shapley (Trumpler 1930)

7 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 = Mʘ Luminosita’ disco= Lʘ 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 Rotazione differenziale del disco
Quando P coincide con T (punto tangente): 1) a=0; 2) vr 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
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!!!) Edwin Powell Hubble ( )

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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 Formazione continua di nuove stelle
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

22 Nearly circular orbits
ʘ Sfera uniforme M=(4/3) p r3 r M puntiforme al centro Kepleriana

23 Redshift Per V<<c z<<1

24 (mediati in cerchi per eliminare la struttura a spirale)
Potenziale generato da stelle e gas nel disco Dischi delle spirali (mediati in cerchi per eliminare la struttura a spirale) 0.8 0.6 0.4 r -1/2 0.2 Riprodotta da Binney & Tremaine fig.2-17 2 4 6 8 10

25 HI molto piu’ esteso del disco stellare
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 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.

28 L’estinzione decresce approssimativamente con1/l
Mantello: materiale ghiacc. (CO2 H2O NH2) Nucleo: Ferro, Silicati, Graphite. + PAHs (polyclyclic aromatic hydrocarbon) Anelli di benzene emissione caratteristca osservata In HII, AGB stars, galaxies L’estinzione decresce approssimativamente con1/l Grani di polvere di dimensione 10-6 cm Lunghezze d’onda maggiori non sono attenuate Densita’ gas ≈ 1 ( ) atomo cm3 Polveri: 1 % massa del mezzo interstellare 1012 particelle di gas per ogni grano di polveri Probabilmente prodotte negli envelopes attorno a stelle supergiganti. Extinction m - M = 5 log d A

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

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

32 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.

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35 magn. che l’oggetto avrebbe
Magnitudini MQ=-2.5 log10 L + const Q=banda: U=3650 A, B=4400, V=5500, R, I, J, K mSirioV=-1.45 magn. apparente R=bandpass g =spettro di riferimento: AB : g=3631 Jy (1 Jy=10-26 W m-2 Hz-1) Vega: spettro stella Vega Magn. Assoluta: magn. che l’oggetto avrebbe ad una distanza di 10 pc MʘV=4.83 MSirioV=1.41

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