Le Galassie V (2h) - Osservatorio di Arcetri

Le Galassie
Lezione 10
Leggi Scala delle Galassie
Si mettono in relazione i vari parametri strutturali ottenibili per una
galassia per cercare di capire le proprietà fisiche.
Attenzione però
a non
correlazioni!
What
weabusare
learn delle
from
scaling relations...
Kennicutt 1989
observable universe
AA 2007/2008
... is sometimes
nothing!
Le Galassie Esterne
Kennicutt, 1989
Venus
Yellowstone Park forest fire
Jeep Cherokee running in a garage
burning cigar
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Leggi Scala delle Galassie
Si mettono in relazione i vari parametri strutturali ottenibili per una
galassia per cercare di capire le proprietà fisiche.
Attenzione però
a non
correlazioni!
What
weabusare
learn delle
from
scaling relations...
Kennicutt 1989
observable universe
AA 2007/2008
... is sometimes
nothing!
Le Galassie Esterne
Kennicutt, 1989
Venus
Yellowstone Park forest fire
Jeep Cherokee running in a garage
burning cigar
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Leggi Scala nelle Spirali
Le curve di rotazione delle galassie a spirale sono piatte a grandi raggi
(misure HI) quindi VC è una caratteristica della galassia (si può usare la
larghezza della riga HI indicata con W o ΔVC).
Vc correlata con la luminosità della galassia
Relazione Tully-Fisher: L ~ VCα
Qual’è il
significato
fisico?
Massa della galassia: M = VC2 R / G
Rapporto M/L: M = L (M/L) = L Υ
Brillanza superficiale μ: L = μ πR2
Indicatore di
Luminosità!
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Si può quindi scrivere: L
VC4 / ( μ Υ2 )
μ Υ2 ~ cost. → stretto legame tra stelle (L) e
materia oscura (M).
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Leggi Scala nelle Ellittiche
Le ellittiche più luminose sono più grandi ed hanno una surface
brightness minore ovvero la loro “densità di luminosità” sul piano del
cielo è minore rispetto alle galassie meno luminose.
Le galassie dE e dSph hanno un comportamento completamente diverso
dalle Ellittiche e dai Bulge delle spirali!
log Re = γMB +δ
→ Re LB-2.5γ
μB = αMB +β
→ Re LB(1-α)/2
µB = −2.5 log
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!
FB
πRe2
"
+ ZPB
MB = −2.5 log LB + MB!
Le Galassie Esterne
Le due relazioni
sono equivalenti!
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Leggi Scala nelle Ellittiche
“Kormendy relation”
“Faber-Jackson relation”
Σ(Re) [V mag arcsec-2]
◆ Ellittiche
log σe = αMB +β
→ σe LB-2.5α
LB
◆ Ellittiche
○ Bulges
log Re [kpc]
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σe4
Queste relazioni hanno una dispersione
più grande di quanto ci si aspetterebbe
dagli errori di misura (χ2 >1).
La dispersione intrinseca è la
dispersione dei residui (σres) del fit dopo
aver tolto gli errori Δ: σint2 = σres2-Δ2
Le Galassie Esterne
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Il Piano Fondamentale
La dispersione delle correlazioni L-σ, L-R, μ-σ è grande e comunque
queste relazioni sono legate tra loro.
Consideriamo i 3 parametri indipendenti, μ, σ, R (oppure L, σ, R): esiste
una relazione “fondamentale”?
La relazione fondamentale è un
piano nello spazio dei tre parametri:
log Re = α log σe +β log μe
detto “piano fondamentale”. E’
equivalente a
Re
σe1.4 μe-0.85
Le altre relazioni sono proiezioni
del piano fondamentale e hanno
quindi dispersione maggiore!
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Il Piano Fondamentale
Re
σe1.4 μe-0.85
Qual’è il suo significato fisico?
Non è altro che una relazione tra rapporto M/L (caratteristico di una
popolazione stellare, della sua storia di formazione ed evoluzione) e
luminosità L della galassia.
Teorema del Viriale: M = ξ σe2 Re / G
Definizione di μ:
L = 2μe π Re2
Re
σeα μe-β → σeα Re2β-1
→ (σe2 Re)0.7
L0.85 → M0.7
Lβ → σe1.4 Re0.7
L0.85 → M/L
L0.85
L0.21
ovvero M/L dipende debolmente dalla Luminosità.
Le galassie più massicce sono quelle con M/L più elevato quindi hanno
popolazioni stellari più vecchie.
La dipendenza di M/L da L derivata dal piano fondamentale che implica
una variazione di popolazioni stellari e struttura delle galassie è nota come
TILT del piano fondamentale.
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Popolazioni Stellari
Abbiamo visto le proprietà “globali” delle galassie ellittiche e spirali ma non
abbiamo ancora considerato le proprietà delle stelle che costituiscono una
galassia.
Lo spettro di una galassia è dato dalla somma
Stelle
degli spettri delle singole stelle costituenti, ma
anche dalla somma degli spettri degli altri
componenti come regioni HII, nucleo attivo ecc.
Regione HII
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Popolazioni Stellari
Starburst
M5
Sc
K0
Sb
G2
S0
A1
O5
E
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Le Galassie Esterne
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Popolazioni Stellari
E’ possibile analizzare lo spettro di una galassia considerandolo come
sovrapposizione di varie popolazioni stellari.
Una singola popolazione stellare è un insieme di stelle caratterizzate da:
1) storia di formazione stellare SFR(t) ovvero il numero di masse solari convertite
in stelle per unità di tempo in funzione del tempo: dMgas/dt. Per esempio “burst
istantaneo” (ovvero SFR(t) = S0 δ(t-t0) cioè all’istante 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)
2) initial mass function ovvero data massa M in stelle che si formano, quante
sono le stelle che si formano ad una data massa m?
ϕ(m)dm è il numero di stelle che si formano tra m e m+dm e
dM = m ϕ(m)dm. La più nota è la IMF di Salpeter ϕ(m) ~ m-2.35
3) Z ovvero le abbondanze “iniziali” degli elementi pesanti. L’abbondanza poi
varia a seguito della produzione di elementi pesanti.
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Popolazioni Stellari
Per 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 ϕ(m)) è
possibile ottenere lo spettro e la luminosità della popolazione stellare in
funzione del tempo. Le stelle giovani creano regioni HII di cui bisogna tener
conto nel modello.
Evoluzione dello spettro di
una popolazione stellare
(burst di 100 Myr)
Stellar Tracks
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Le Galassie Esterne
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Popolazioni Stellari
Combinando varie popolazioni stellari diverse (eventualmente tenendo conto
dell’estinzione da parte della polvere per ciascuna di esse) è possibile
ricostruire lo spettro della galassia:
G(λ) = Σi Pi(λ) exp[-τi(λ)] dove Pi(λ) è lo spettro della popolazione stellare iesima e τi(λ) è la profondità ottica della polvere tra noi e Pi.
Problemi: ci sono molti
parametri liberi tra loro
degeneri. Per esempio età,
metallicità ed estinzione da
polvere sono degeneri
(galassia vecchia e ricca di
metalli o galassia giovane
arrossata hanno spettri
all’apparenza simili).
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Spettro
sintetico
totale
Spettro
osservato
Popolazione “vecchia”
Popolazione “giovane”
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Popolazioni Stellari
Variazione del colore:
Le galassie più brillanti (più luminose
perché sono tutte in un ammasso → alla
stessa distanza) sono più rosse. Più
“rosse” vuol dire più vecchie oppure più
metalliche o entrambe le cose.
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f(t), Z fissata
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f(Z), t fissato
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Popolazioni Stellari
Analisi degli spettri di ~84000 galassie dalla Sloan Digital Sky Survey (SDSS).
Fit degli spettri stellari con modelli di popolazioni stellari per ricavare età
della popolazione stellare (principalmente da Hα - stelle giovani - e dal break
a 4000 Å - stelle vecchie). Metallicità dalle righe di emissione del gas.
Le galassie più luminose sono più vecchie e più metalliche.
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