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Galassie quiete ed attive
Andrea TarchiIstituto di Radioastronomia - CNR
Osservatorio Astronomico - INAF
Cagliari
Introduzione
Introduzione
Immanuel Kant (1724 - 1804)
Le nebulose a spirale potrebbero essere sistemi stellari simili alla nostra
Galassia
"Island-universe hypothesis"
Il dibattito Shapley-CurtisNational Academy of Sciences (Washington D.C., 1920)
vs
Harlow Shapley (1885-1972) Heber Curtis (1872-1942)
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
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?
Il dibattito Shapley-CurtisQual'e' la distanza delle spirali?
Von Maanen: studi di moti propri
Rotazione M101 ~ 0.02" per anno
Trot~105 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
Il dibattito Shapley-CurtisLe 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
bulgeSpettri stellari in
assorbimento erano difficili da ottenere al centro
Falso ???
Ma chi, nel 1920, sapeva veramente come dovesse essere una Galassia?Ma chi, nel 1920, sapeva veramente come dovesse essere una Galassia?(estinzione, Trumpler 1930; popolazioni stellari, Baade 1944; etc...)
Il dibattito Shapley-CurtisPerche' 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)
Il dibattito Shapley-CurtisLa soluzione della controversia
Edwin Powell Hubble (1889-1953)
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 = 2·106 LYs
NATURA EXTRA-GALATTICA(...e M31 e' solo la piu' vicina!!!)
La classificazione delle galassie
Nell'Universo visibile esistono circa 1010 galassie di masse minori (molte), uguali e maggiori (poche) di
quella della Galassia
Hubble le ha classificate sulla base della forma geometrica in:
La classificazione delle galassie
• Spirali ordinarieSpirali 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
La classificazione delle galassieSpirali ordinarie
La galassia Whirlpool; M51 Image Credit: NASA and The Hubble Heritage Team (STScI/AURA) Acknowledgment: N. Scoville (Caltech) and T. Rector (NOAO)
La classificazione delle galassie
• Spirali ordinarie: S o SA, bulge centrale + disco piatto
• Spirali barrateSpirali barrate: SB, bulge centrale + barra + disco piatto
• Ellittiche: E, con una distribuzione di luce tondeggiante e regolare
• Irregolari: Irr, con forma geometrica irregolare
La classificazione delle galassieSpirali barrate
NGC1365; Credit: FORS Team, 8.2-meter VLT Antu, ESO
La classificazione delle galassie
• Spirali ordinarie: S o SA, bulge centrale + disco piatto
• Spirali barrate: SB, bulge centrale + barra + disco piatto
• EllitticheEllittiche: E, con una distribuzione di luce tondeggiante e regolare
• Irregolari: Irr, con forma geometrica irregolare
La classificazione delle galassieEllittiche
M87; Credit: NASA and The Hubble Heritage Team (STScI/AURA)
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
• IrregolariIrregolari: Irr, con forma geometrica irregolare
La classificazione delle galassieIrregolari
NGC4449; Credit: S. Kohle, T. Credner
La classificazione delle galassieDiagramma"tuning fork" di Hubble
La classificazione delle galassieEllittiche 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)
La classificazione delle galassieDiagramma"tuning fork" di Hubble
La classificazione delle galassieEllittiche
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
La classificazione delle galassieSpirali
Sa -> ScSba -> 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 1010÷1011 anni la SF potrebbe terminare
spirali Sa (SBa) -> S0 (SB0) ???
La classificazione delle galassieMiglioramenti 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)
La classificazione delle galassiePopolazioni stellari
Nel 1920 Hubble risolve in stelle le parti esterne di M31Solo 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 Ellittiche e bulgesbulges centrali delle spirali centrali delle spirali: principalmente stelle "vecchie" (> 1010 anni)
Dischi delle spiraliDischi delle spirali: misto di stelle vecchie e giovani (le piu' giovani nei bracci)
Alcune irregolariAlcune irregolari: particolarmente "blue" (stelle massive giovani)
Nessuna galassia sembra avere assenza totale di stelle vecchie Nessuna galassia sembra avere assenza totale di stelle vecchie (eta' > 10(eta' > 101010 anni) anni)
La classificazione delle galassieClassificazione 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
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)
Galassie "Normali"Fotometria superficiale
Leggi empiriche
sVaucouleur de ])(exp[)0()( 41
0rrLrL
Ellittiche e Bulges centrali delle spirali
Schweizer ])(exp[)0()( 0rrLrL
Dischi delle spirali (mediati in cerchi per eliminare la struttura a spirale)
L(0) = brillanza superficiale centraler0 = lunghezza di scala
r0 varia molto da galassia a galassia (ovvio...diverse dimensioni)L(0) relativo piccolo scatter, utile per calibrare una proprieta' delle galassie normali giganti
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
GvrrM 2)( v = dispersione nelle velocita' randomatiche (ellittiche)v = velocita' rotazionali del gas o delle stelle (spirali)
Tre problemi1. 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)
Galassie "Normali"Dispersione delle velocita' nelle ellittiche
EllitticheEllitticheCon 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 Mvis ~ 4 x 1012 Msol
- Per Leo II (ellittica nana, "dwarf") e' piu' difficile: bassa brillanza superficiale e velocita' di dispersione Mvis ~ 106 Msol
... ma oltre ...?!?
Galassie "Normali"Curve di rotazione nelle spirali
SpiraliSpiraliNel 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.)
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
Galassie "Normali"Curve di rotazione nelle spirali
r·Ω(r)
rdistanza dal centro galattico
velo
cita
' cir
cola
re estensione radio a 21 cm
estensione ottica
Galassie "Normali"Curve di rotazione nelle spirali
Le curve di rotazione delle galassie a spirale rimangono piatte fino Le curve di rotazione delle galassie a spirale rimangono piatte fino a grandi distanze dal centroa 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)
Galassie "Normali"Curve di rotazione nelle spirali
Le curve di rotazione delle galassie a spirale rimangono piatte fino Le curve di rotazione delle galassie a spirale rimangono piatte fino a grandi distanze dal centroa 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 galassieEntrambi richiedono stringenti assunzioni statistiche
Il problema della massa oscura e degli aloni massivi e' ancora apertoIl problema della massa oscura e degli aloni massivi e' ancora aperto
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
4VL 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 relazioniConoscendo Conoscendo V V si ottiene si ottiene L L (brillanza intrinseca). (brillanza intrinseca).
Poi, misurando la brillanza apparente Poi, misurando la brillanza apparente ff ...otteniamo la distanza ...otteniamo la distanza della galassiadella galassia
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)
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 la creazione della barra rappresenta un altro modo per un corpo in
rotazione di ottenere maggiore energia di legame per le parti interne del rotazione di ottenere maggiore energia di legame per le parti interne del sistema, conservando il momento angolare totalesistema, 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...)
