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
