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Le Galassie: popolazioni stellari - marconi/Lezioni/FisGal14-15/Lezione03.pdf · PDF fileA. Marconi Fisica delle Galassie 2014/2015 Popolazioni Stellari E’ possibile analizzare

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Le Galassie: popolazioni stellari

Lezione 3

A. Marconi Fisica delle Galassie 2014/2015

La funzione di luminosit delle galassie (L) definita da dN = (L) dL

dN il numero di galassie per unit di volume con luminosit tra L e L+dL.

(L) si misura di solito in h-3 Mpc-3; h-3 serve per togliere la dipendenza dalla costante di Hubble H0 = 100 h km/s/Mpc (h=0.72).

La forma funzionale che meglio descrive la funzione di luminosit la cosiddetta funzione di Schechter:

!

normalizzazione, pendenza a basse L e L luminosit caratteristica (L>0.1 L bright galaxy).

La densit totale di galassie :

La densit di luminosit totale :

Funzione di Luminosit delle galassie

2

L ~L

L ~ exp(-L/L)

log

(L) [

Mpc

-3]

log L [L]L

(L)dL

L=

L

L

exp(L/L)dL

L

nTot =

(L)dL = ( + 1)

L =

L(L)dL = L( + 2)

nTot =

(L)dL = ( + 1)

L =

L(L)dL = L( + 2)

(L)dL = ?

L

L?

exp(L/L?)dL

L?

Funzione di Luminosit delle galassie = 0.46;

L 9109 h-2 L L 21010 L (h=0.7)(~Milky Way);

0.02 h3 Mpc-3 0.007 Mpc-3 (h=0.7);

la densit di luminosit locale (in B e K):L(B) 2108 h L Mpc-3 L(K) 6108 h L Mpc-3

(L) ~L (L)

(L)

Supponiamo luniverso abbia densit media pari alla densit critica (M=1)

cL

=

M

L

= 1475h

ML

B

= 492h

ML

K

Allora M/L in unit solari

C =3H208G

= 2.0 1026h2 kgm3 = 2.95 1011h2 M Mpc3

>> dei valori osservati in galassie e ammassi (anche con materia oscura): galassie e ammassi non sono sufficienti a chiudere luniverso!

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Abbiamo visto le propriet globali delle galassie ellittiche e spirali ma non abbiamo ancora considerato le propriet delle stelle che costituiscono una galassia.

Lo spettro di una galassia dato dalla somma degli spettri delle singole stelle costituenti, ma anche dalla somma degli spettri degli altri componenti come regioni HII, nucleo attivo ecc.

Popolazioni Stellari

4

Stelle

Regione HII

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Popolazioni Stellari

5

E

S0

SbSc

Starburst

O5

A1

G2

K0

M5

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Popolazioni StellariE possibile analizzare lo spettro di una galassia considerandolo come sovrapposizione di varie popolazioni stellari.

Una singola popolazione stellare un insieme di stelle caratterizzate da:

storia di formazione stellare SFR(t) ovvero il numero di masse solari convertite in stelle per unit di tempo [M/yr] in funzione del tempo: dMgas/dt. Per esempio burst istantaneo (ovvero SFR(t) = S0 (t-t0) cio allistante t0 si formano stelle per una massa totale di M) o burst continuo (ovvero SFR(t) = cost. ovvero si convertono continuamente varie M/yr in stelle)

initial mass function ovvero data massa M in stelle che si formano, quante sono le stelle che si formano ad una data massa m?(m)dm il numero di stelle che si formano tra m e m+dm.La pi nota la IMF di Salpeter (m) ~m-2.35 tipicamente mL~0.1 M (H burning limit), mU~100 M (oltre non osservate)

Z ovvero le abbondanze iniziali degli elementi pesanti. Labbondanza poi varia a seguito della produzione di elementi pesanti.

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Z mU

mL

m(m) dm = M

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Popolazioni StellariPer una data popolazione stellare i modelli di evoluzione stellare forniscono le isocrone nel diagramma HR (costituite dai punti delle tracce evolutive con M, Z allo stesso tempo t).

!!I modelli di atmosfere forniscono lo spettro di una stella con M, L e Te.

Sommando gli spettri di tutte le stelle con varie masse [pesate per (m)] possibile ottenere lo spettro e la luminosit della popolazione stellare in funzione del tempo. Le stelle giovani creano regioni HII di cui bisogna tener conto nel modello.

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Stellar Tracks (per Z dato)

Massa [M]

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N (L, Te, ) =Z

0

Z mU

mL

T[L,Te](M, t)SFR(t)(M) dM dt

Popolazioni Stellari

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Stelle formate tra t, t+dt e per M, M+dM:

F = F(L, Te)Modelli di atmosfere stellari:

F() =

L,Te

F(L, Te)N (L, Te, ) dL dTeSpettro totale:

dN = SFR(t)(M) dM dt

T[L,Te](M, t) dLdTe

Track evolutivi sul diagramma HR:probabilit che una stella di massa M abbia L, Te dopo un tempo t dalla nascita

Numero totale di stelle tra L,L+dL e Te,Te+dTe al tempo sar perci

dN = N (L, Te, ) dLdTe

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Popolazioni Stellari

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3. The World of Galaxies

Fig. 3.50. Spectra of gal-axies of different types,where the spectral flux isplotted logarithmically inarbitrary units. The spec-tra are ordered accordingto the Hubble sequence,with early types at the bot-tom and late-type spectraat the top

according to the characteristic age of their stellar popu-lation or according to their star-formation rate. Ellipticaland S0 galaxies essentially have no star-formation ac-tivity, which renders their spectral energy distributiondominated by red stars. Furthermore, in these galaxiesthere are no HII regions where emission lines could begenerated. The old stellar population produces a pro-nounced 4000- break, which corresponds to a jumpby a factor of 2 in the spectra of early-type galaxies.It should be noted that the spectra of ellipticals and S0galaxies are quite similar.

By contrast, Sc spirals and irregular galaxies havea spectrum which is dominated by emission lines, wherethe Balmer lines of hydrogen as well as nitrogen andoxygen lines are most pronounced. The relative strengthof these emission lines are characteristic for HII regions,implying that most of this line emission is produced inthe ionized regions surrounding young stars. For irregu-lar galaxies, the spectrum is nearly totally dominated bythe stellar continuum light of hot stars and the emissionlines from HII regions, whereas clear contributions bycooler stars can be identified in the spectra of Sc spiralgalaxies.

The spectra of Sa and Sb galaxies form a kind oftransition between those of early-type galaxies and Sc

galaxies. Their spectra can be described as a super-position of an old stellar population generating a redcontinuum and a young population with its blue con-tinuum and its emission lines. This can be seen inconnection with the decreasing contribution of thebulge to the galaxy luminosity towards later spiraltypes.

The properties of the spectral light distribution ofdifferent galaxy types, as briefly discussed here, is de-scribed and interpreted in the framework of populationsynthesis. This gives us a detailed understanding ofstellar populations as a function of the galaxy type. Ex-tending these studies to spectra of high-redshift galaxiesallows us to draw conclusions about the evolutionaryhistory of their stellar populations.

3.10 Chemical Evolution of GalaxiesDuring its evolution, the chemical composition of a gal-axy changes. Thus the observed metallicity yieldsinformation about the galaxys star-formation history.We expect the metallicity Z to increase with star-formation rate, integrated over the lifetime of the galaxy.We will now discuss a simple model of the chemical evo-

Spettri di galassie di diversi tipi morfologici lungo la sequenza di Hubble, con gli early types in fondo, ed i late types in cima.

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3. The World of Galaxies

Fig. 3.46. a) Evolutionary tracks in the HRD for stars of dif-ferent masses, as indicated by the numbers near the tracks (inunits of M). The ZAMS (zero age main sequence) is theplace of birth in the HRD; evolution moves stars away fromthe main sequence. Depending on the mass, they explode asa core-collapse SN (for M 8M) or end as a white dwarf

(WD). Prior to this, they move along the red giant branch(RGB) and the asymptotic giant branch (AGB). b) Isochronesat different times, indicated in units of 109 years. The uppermain sequence is quickly depopulated by the rapid evolutionof massive stars, whereas the red giant branch is populatedover time

Fig. 3.47. a) Comparison of the spectrum of a main-sequencestar with a blackbody spectrum of equal effective temperature.The opacity of the stellar atmosphere causes clear deviationsfrom the Planck spectrum in the UV/optical. b) Spectrum

of a stellar population with solar metallicity that was in-stantaneously born a time t ago; t is given in units of 109

years

t [Gyr]

Popolazioni StellariInizialmente dominano le stelle pi massicce (emissione UV)

dopo ~107 yr, flusso

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Popolazioni Stellari

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Notare lenorme evoluzione in luminosit e larrossamento dello spettro

Evoluzione dello spettro di una popolazione stellare (burst di 100 Myr)

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Popolazioni Stellari

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Notare anche lapparire di un prominente break a 4000 (inizialmente il Balmer break, poi dovuto ad assorbimento combinato di Ca, Mg ed altre righe metalliche).

D4000 ~ F(4000+)/F(4000-) Caratteristica importante degli spettri e pu essere usato per stimare let della popolazione stellare dagli spettri.

Balmer break (4000 )

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3. The World of