Popolazioni Stellari - Osservatorio di Arcetri
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Le Galassie: popolazioni stellari Lezione 5 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 A. Marconi Fondamenti di Astrofisica (2010/2011) 2 Popolazioni Stellari Starburst M5 K0 Sc Sb G2 S0 A1 O5 A. Marconi E Fondamenti di Astrofisica (2010/2011) 3 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 [M☉/yr] 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. � -2.35 mU La più nota è la IMF di Salpeter ϕ(m) ~ m m ϕ(m) dm = M mL 3) Z ovvero le abbondanze “iniziali” degli elementi pesanti. L’abbondanza poi varia a seguito della produzione di elementi pesanti. A. Marconi Fondamenti di Astrofisica (2010/2011) 4 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. A. Marconi Massa [M☉] Stellar Tracks (per Z dato) Fondamenti di Astrofisica (2010/2011) 5 Popolazioni Stellari Riassumendo: Stelle formate per unita’ di tempo e per unita’ di massa: dN (M, t) = SF R(t) φ(M ) dM dt Track evolutivi sul diagramma HR: L & Te di una stella di T[L,Te ] (M, t) massa M dopo un tempo t dalla nascita Numero stelle con tra L,L+dL e Te,Te+dTe al tempo τ per unità di L e Te (o per unità di massa M; nota che L e Te sono legate a M, da una relazione ~univoca): � N (L, Te , τ ) = τ 0 T[L,Te ] (M, τ − t) SF R(t) φ(M ) dt Modelli di atmosfere stellari: Fλ = Fλ (L, Te ) Spettro totale: A. Marconi Fλ (τ ) = � � Fλ (L, Te )N (L, Te , τ ) dL dTe L,Te Fondamenti di Astrofisica (2010/2011) 6 Popolazioni Stellari Evoluzione dello spettro di una popolazione stellare (burst di 100 Myr) Notare l’enorme evoluzione in luminosità e l’arrossamento dello spettro A. Marconi Fondamenti di Astrofisica (2010/2011) 7 Popolazioni Stellari Balmer break Notare anche l’apparire di un prominente break a 4000 Å (inizialmente è il Balmer break, poi dovuto ad assorbimento combinato di Ca, Mg ed altre righe metalliche) età λ(Å) A. Marconi Fondamenti di Astrofisica (2010/2011) 8 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 distribuzioni spettrali fotometriche all’apparenza simili). A. Marconi Spettro sintetico totale Spettro osservato Popolazione “giovane” Popolazione “vecchia” Fondamenti di Astrofisica (2010/2011) 9 Popolazioni Stellari Evoluzione del colore secondo i modelli: Colori più rossi → popolazioni stellari più vecchie ma anche interpretabile con metallicità più elevata (le atmosfere di stelle più metalliche sono più fredde) f(t), Z fissata A. Marconi Fondamenti di Astrofisica (2010/2011) f(Z), t fissato 10 Popolazioni Stellari Evoluzione del rapporto Massa/Luminosità (differenti Z) Col tempo muoiono le stelle più massicce, che contribuiscono maggiormente alla luminosità M/L elevati → popolazione stellare vecchia (oppure contributo da materia oscura) A. Marconi Fondamenti di Astrofisica (2010/2011) 11 Popolazioni Stellari Evoluzione del break a 4000 Å e delle righe di assorbimento di Balmer Forte dipendenza dall’età → traccianti dello stadio evolutivo A. Marconi Fondamenti di Astrofisica (2010/2011) 12 Popolazioni Stellari Galassie nell’ammasso della Vergine 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. Ma con l’informazione spettroscopica (break a 4000 Å, righe di Balmer in assorbimento) si può rimuovere la degenerazione. A. Marconi Fondamenti di Astrofisica (2010/2011) 13 Bimodalità distribuzione colori U-R ~ellittiche evolute (in genere più massicce e luminose) “red sequence” “blue cloud” MR ~galassie giovani (principalmente spirali) λ(Å) MR Età Bimodalità Età-Massa Massa Fit degli spettri stellari con modelli di popolazioni stellari per ricavare età della popolazione stellare (principalmente da Hβ - stelle giovani - e dal break a 4000 Å - stelle vecchie). La bi-modalità della distribuzione delle galassie sul piano colore-magnitudine riflette una bi-modalità nella distribuzione età-massa. A. Marconi Fondamenti di Astrofisica (2010/2011) 15
