Parte V - L`universo vicino - Dipartimento di Fisica e Astronomia

Astrofisica Generale Mod.B
parte V
Le galassie dell’universo vicino
Laurea Specialistica in Astronomia
AA 2008/09
Alessandro Pizzella
Sommario
1) Il gruppo locale.
2) L’ammasso della Vergine
3) Piano supergalattico
4) Ammassi di galassie
Cosa é il gruppo locale ?
Il gruppo locale (LG = Local Group) è il sistema in cui si trova la nostra galassia
Consiste di circa 35 galassie
Sono per lo più Ellittiche nane (dE) e sferoidi nani (dSph)
Alcune nane irregolari (dIrr)
È dominato da 2 galassie a Spirale giganti: la Via Lattea ed Andromeda
Le 2 galassie a spirale sono circondate da un gruppo di galassie nane
Il numero di componenti
varia di anno in anno. In
genere si scoprono 4-5
nuovi membri per anno.
Il LG non é completo. Vi
sono delle zone non
sondabili come dietro alla
via
lattea.
Altrimenti,
galassie nane deboli più
lontane di ~500kpc sono
difficili da individuare. Si
può
stimate
una
completezza al 75%
Membri del Gruppo Locale
M31 - Andromeda
Spirali
Vi sono solo 3 galassie a spirale: MW, M31 and M33
M33 - Triangulum
Milky Way (in infrarosso)
Contribuiscono al ~90% della luce e al ~90% della massa
del LG
M32 – Ellittica
Il gruppo locale
Via Lattea
E nubi di
Magellano
LMC – Large Magellanic Cloud – Grande nube di Magellano
LMC ….
Le LMC e SMC si possono risolvere in stelle
E’ possibile cioè studiarne le stelle una ad una (e quindi ottenere diagrammi
magnitudine-colore, etc.
Recentemente è stata individuata una galassia nana (Sagittarius Dwarf) che è ormai nella
fase finale di un processo di merging con la nostra galassia. Il corpo della galassia si trova
quasi dietro al centro galattico, ma la coda mareale di stelle ormai strappate forma una lunga
scia che praticamente circonda la Via Lattea in posizione quasi polare. Le stelle che
appartengono alla nana si individuano tipicamente dal diagramma colore-magnitudine che
permette di separare le
stelle di campo (cioè
della nostra galassia) da
quelle della nana.
Il LG non é un
gruppo compatto
come questo
Ammasso della Vergine
Circa 150 galassie maggiori di vari tipi morfologici ed almeno 1000 galassie nane. Nel
centro vi sono 3 galassie ellittiche giganti M84, M86 e M87. Queste si sono probabilmente
formate dall’unione di molte galassie piccole e sono tutte e tre molto più massicce della
nostra galassia. L’ammasso ha una emissione diffusa di raggi X (gas caldo).
M87 MB=-22.0
M86 -21.8
M84 -21.4
Distribuzione delle velocità radiali di galassie a spirale ed ellittiche nell’ammasso della
Vergine. La distribuzione delle velocità c'è approssimativamente gaussiana con = 650km/s.
Confronto tra la velocità radiale di
galassie a spirale con curva di rotazione
disturbata e non nell’ammasso della
vergine. Si nota una significativa
differenza tra le due distribuzioni.
I dintorni del gruppo locale
Molti piccoli gruppi/ammassi sul bordo dell'ammasso della Vergine la cui
distanza è stimata essere di 17.6Mpc.
Vicini più vicini: gruppo Antlia-Sextante a DLG = 1.7 Mpc; gruppo Sculptor a
DLG = 2.4 Mpc; gruppo IC342/Maffei a DLG = 3.2 Mpc; gruppo di M81 a DLG
= 3.5 Mpc
PerseusPisces
superclust
er
Hydra-Centaurus supercluster
(contains Virgo cluster)
Siamo qui!
Il piano supergalattico
La distribuzione delle galassie nel piano del cielo non è uniforme. Si è visto che molte
galassie si trovano lungo un cerchio massimo. Questo è visibile come 2 strisce curve in una
mappa come quella riportata qui sotto dove è mostrata la disposizione delle galassie in
coordinate galattiche. La banda vuota orizzontale delinea l’equatore galattico dove, a causa
dell’assorbimento galattico, non si riescono a vedere galassie.
Questo cerchio massimo altro non è che un piano visto dal di dentro. La nostra galassia si trova
quindi su una superficie dove sono distribuite altre galassie. Questo piano viene chiamato
piano supergalattico. È utilizzato anche per definire le coordinate supergalattiche. È un sistema
analogo al sistema di coordinate galattiche solo che il centro è in una posizione diversa (cioè
nel piano supergalattico in direzione del grande attrattore). Il centro supergalattico è in
posizione b=0 l=137.37 in coordinate galattiche oppure 02h49m14s, +59:31:42 in coordinate
equatoriali, il polo supergalattico in posizione b=47 l=6 o 18h55m01s; +15:42:32.
Ecco un’altra mappa simile.
E’ il piano Supergalattico
visto dall’alto in modo da
evidenziare la distanza delle
galassie dalla nostra.
Ammasso di Coma (Coma Cluster)
in banda X
D~100Mpc
Ammasso ricco
>1000 galassie
Coma nel visibile (circa 20’x20’). Le due galassie brillanti sono NGC 4874 e NGC 4889
Distribuzione delle velocità delle galassie di Coma.
Ammassi di Galassie
George Abell nel 1958 fu il primo a studiare in maniera sistematica gli ammassi di galassie.
Il catalogo attualmente più completo è quello di Abell, Corwin ed Olowin (1989) che
contiene 4073 ammassi. Molti ammassi sono ancora indicati con i numeri di questo catalogo
(Abel 1234 etc.).
Ammassi ricchi
ACO hanno definito il seguente criterio per classificare come “ricco” un ammasso: deve
avere almeno 50 membri con magnitudine m<m3+2 dove m3 indica la magnitudine del terzo
membro più brillante.
La “Classi di ricchezza” è definita come il numero N di galassie con magnitudine
m3<m<m3+2 secondo lo schema:
Abell ha classificato come “regolari” gli ammassi a simmetria circolare concentrati nel
centro (a mo’ di un ammasso globulare). Ammassi di questo tipo sono ricchi di S0 ed
ellittiche. Alcuni di questi sono tra i più ricchi con oltre 1000 membri. Appartengono a
questa classe Coma, e Corona Boreale. Gli altri ammassi sono classificati come
“irregolari”. Tra questi vi sono Virgo ed Ercole.
Oemler nel 1974 ha individuato le seguenti classi:
“cD clusters” hanno una (a volte 2) galassia dominante cD nel centro. Contengono galassie
ellittiche, lenticolari e a spirale secondo un rapporto 3:4:2. Solo il 20% sono quindi galassie
a spirale.
“ammassi ricchi di spirali” hanno un rapporto E:S0:S del tipo 1:2:3
I rimanenti ammassi sono classificati come “ammassi poveri di spirali” ed hanno un
rapporto 1:2:1
Secondo Abell vi è una relazione tra la struttura di un ammasso e il contenuto di galassie.
Questo è stato quantificato da Oemler che ha stabilito le seguenti relazioni:
- cD clusters -> sono regolari, ricordano un ammasso globulare. La densità di galassie
aumenta rapidamente verso il centro.
Ammassi ricchi di spirali -> irregolari non sono simmetrici e sono poco concentrati
- Nel caso degli ammassi cD il numero di galassie a spirale diminuisce marcatamente verso
il centro (relazione di Dressler).
Unendo i dati di diversi ammassi si può vedere che la frazione (rispetto al totale) di
galassie ellittiche aumenta all’aumentare della densità locale. Il contrario vale per le
Spirali. Fuori dagli ammassi l’80% delle galassie sono a Spirale od Irregolari (Dressler
et al. 1984)
La stessa cosa si può vedere spettroscopicamente Le galassie a spirale o irregolari,
dove la formazione stellare è attualmente più forte, si trovano preferibilmente nei
luoghi a bassa densità. Le galassie ellittiche, che hanno uno spettro di tipo “ad
evoluzione passiva” dove la densità è alta (Miller et al. 2004)
Esempi di galassie cD
M87
CD del Perseo
Galassie nell’ammasso del Perseo