Galassie
Struttura ed Evoluzione
L'Universo è occupato da questi enormi sistemi
stellari, che a loro volta tendono ad aggregarsi
gravitazionalmente in sistemi sempre più estesi.
Le popolazioni stellari delle galassie ci danno notizie
dirette sullo stato fisico dell'Universo durante la sua
evoluzione.
D alle stelle nella Via Lattea alle galassie nell' Universo
P erché studiare le galassie?
Formaz./evol. delle galassie = COSMOLOGIA
G alassie: laboratori della formazione stellare
nell'Universo
P ochis s ime (< 10 -6) s telle s i formano al di fuori delle galas s ie
O gni galassia sufficientemente grande (M > 10 9 M sol)
ospita un B uco Nero al centro
10 6 < M bh < 10 9 M s ol
Figure 15-2
The part we see
in the Plane of
the Milky Way in
Visible Light
Extinction
Corrected d’s
For Open Clusters
& OB Associatins
(Young Objects)
Hint at spiral arms
In the Plane of the
Milky Way
25 Kpc
Componenti della Via Lattea
Disco
Stelle blu e giovani, elementi “pesanti”
Nucleo stelle vecchie e
gialle, ammassi globulari, gas
caldo, pochi elementi pesanti
Alone stellare
Alone Oscuro materia oscura --composizione??? 90% della massa
della galassia
Centro galattico opaco nell'ottico - visibile in IR, radio,
raggi X, Buco Nero - 2.6 milioni di masse solari
La ''scoperta'' delle Galassie
All'inizio del XX secolo, quelle che oggi
chiamiamo galassie erano denominate “nebulose
spirali” e l'opinione più diffusa tra gli astronomi
era che si si trattasse di nubi di gas e stelle
associate alla nostra Via Lattea. La rivoluzione si
ebbe nel 1924, quando Edwin Hubble riusci' a
misurare la distanza dalla “Grande Nebulosa di
Andromeda ” (M 31, qui' a destra) e trovo' che
questa era molto maggiore del diametro della Via
Lattea. Quindi M31, e per logica conseguenza
anche le altre nebulose spirali, erano galassie a sé
stanti, di dimensioni simili o anche maggiori di
quelle della Via Lattea.
(NOAO/AURA Photo)
Edwin P. Hubble (1889-1953)
Tipologie di Galassie I. Spirali
Le galassie spirali prendono il nome dalla
presenza di strutture morfologiche (''braccia'')
approsssimativamente spiraleggianti, che hanno
origine da un nucleo luminoso centrale. Le spirali
vengono classificate secondo la compattezza del
disegno spirale: esiste anche una correlazione tra
luminosità del nucleo e compattezza del disegno
spirale . Le galassie M 104 (foto sotto) e M 51 (a
destra) mostrano rispettivamente un disegno
compatto e più aperto. Si noti la presenza di
polvere, rappresentata dalle zone nere. (NOAO/AURA
Photos)
M31 – la
grande
spirale in
Andromeda
Questa galassia vicina
appartiene al Gruppo
Locale di galassie,
assieme alla Via
Lattea, e dista da noi
solo 2.5 milioni di
anni-luce.
(NOAO/AURA Photos)
Il nucleo di
M31
Stelle giovani si
formano lungo e dentro
le spirali. I due satelliti
di M31, le galassie
M32 e NGC 205,
ambedue galassie nane
ed ellittiche, sono
visbili in basso al
centro ed in alto a
destra, rispettivamente.
(NOAO/AURA Photos)
Disco
esterno di
M31
(NOAO/AURA Photos)
Regione
centrale
della
Spirale
M 51
(Hubble Space Telescope
Image)
Galassie Spirali barrate
Le galassie spirali M 91 (a sinistra) e M 109 (a destra) mostrano delle barre che passano attraverso il
nucleo dalle quali le spirali sembrano avere origine. Praticamente tutte le galassie spirali (siano esse
barrate o meno) ruotano in una direzione opposta a quella di evoluzione delle spirali. Probabilmente
anche la Via Lattea è una spirale barrata.
(NOAO/AURA Photos)
Tipologie di Galassie II. Ellittiche.
Le Ellittiche non mostrano alcuna struttura
morfologica significativa, e sembrano anche
prive di polvere. Più importante di tutto,
contengono in maggioranza stelle molto
vecchie. Le galassie ellittiche M 32 (sotto) e
M 110 (lato) mostrano differenti livelli di
ellitticità.
(NOAO/AURA Photos)
Tipologie di Galassie III. Irregolari
Le galassie irregolari contengono
popolazioni stellari e gas
generalmente giovani . La Grande
Nube di Magellano, un satellite
della Via Lattea situata a circa
180,000 anni-luce dal Sole, ha un
diametro di circa 60,000 anni-luce.
In alto a destra si vede la nebuolsa
della Tarantola, una regione di
intensa attività di formazione
stellare. (NOAO/AURA Photo)
Galassia nana
irregolare nel
Sagittario
Hubble Space Telescope Image
Classificazione morfologica...
La sequenza di Hubble
E0
E6
Sa
Sb
Sc
SBa
SBb
SBc
Sd
S0
SB0
Non è una sequenza
evolutiva
Utile perché la
morfologia riflette
la struttura interna
-mergers
possono indurre la
conversione->
ellittiche/lenticolari
SBd
Irr
Simulazioni di collisioni
S cale di tempo ~ 10 6 anni -> le simulazioni sono
NE C E S S AR IE
2 galassie
spirali, 10 11 M sol
ciascuna,
collisione quasi
radiale → una
galassia ellttica
si forma
C ourtesy of C hris Mihos
Galassie in collisione
Durante incontri diretti tra galassie spiarli, le braccia vengono drammaticamente piegate e la
formazione di stelle massicce è innescata quando le nubi di idrogeno molecolare collidono . Si
ritiene che la Via Lattea possa avere “cannibalizato” galassie piu' piccole nel passato.
Hubble Space Telescope Image
Proprietà principali delle Galassie
Proprietà
Spirali
Ellittiche
Irregolari
Massa/Massa solare
109 - 4x1011
105 - 1013
108 - 3x1010
Luminosità/Lsol
108 - 2x1010
3x105 - 1011
107 - 3x109
3x103 - 7x105
3x103 - 3x104
Diametro (anni-luce) 16x103 - 8x105
%-età delle galassie
National Optical Astronomy Observatory images
77%
20%
3%
Rotazione delle Galassie – La Massa Mancante
Osservato
Periodo orbitale
Sfruttando l'efetto Doppler si
misura la velocità della materia
orbitante attorno al centro di una
galassia. Le immagini mostrano un
profilo di luminosità concentrato
verso il nucleo, e decrescente con la
distanza. Se la materia fosse
efftivamente concentrata alla stessa
maniera, dovremmo vedere “curve
di rotazione ” come nel diagramma
a destra. Si osserva invece sempre
che la curva di rotazione tende a
mantenere un livello alto, fino alle
maggiori distanze per le quali e'
misurabile. Questa circostanza puo'
essere spiegata postulando
l'esistenza di aloni massicci di
materia oscura attorno alle
galassie. La natura fisica di questa
componente rappresenta uno dei
principali problemi insoluti
dell'astrofisica.
Previsto
Distanza dal centro
• La Materia Oscura è pero' 7-10 volte piu' avbbondante della
materia odinaria (gas+stelle)
• Il 10% della materia (gas+stelle) emette pero' TUTTA la
radiazione visbile
Ammassi di Galassie
Le galassie tendono a
raggrupparsi in
AMMASSI, comprendenti
da poche decine a migliaia
di galassie. L'ammaso
Coma, qui' mostrato, e'
distante 300 milioni di
anni-luce dalla Via Lattea
e contiene piu' di 1000 (e
forse piu' di 10.000)
galassie .
La Via Lattea e' parte di
un piccolo gruppo noto
come Gruppo Locale
comprendente circa 40
galassie. I membri piu'
grandi sono M31 e la
nostra Via Lattea.
(NOAO/AURA Photo)
L' evoluzione galattica…
• …è lo studio della formazione ed evoluzione delle galassie..
• In analogia con quanto si fa per le stelle…
• Non possiamo osservare l'evoluzione delle singole galassie (tempi lunghi!)
• Ma possiamo osservare le diverse galassie nelle differenti fasi del ciclo evolutivo
• Questo e' reso piu'
semplice
dall'osservazione
dell'evoluzione col
redshift: maggiore e' il
redshift...
• piu' giovane e' la
galassia!
Modelli di evoluzione
• Si provano al computer diversi modelli, e si
confrontano con le osservazioni
•
Principali ipotesi:
1. L'universo è inizialmente composto da una distribuzione uniforme
di Idrogeno ed Elio, almeno durante i primi milioni di anni dopo il
Big Bang
2. L'uniformità non è perfetta: alcune regioni sono un po' piu' dense
di altre
•
Idrogeno ed Elio si sono espansi con l'Universo.
•
•
Dopo circa 1 miliardo di anni le regioni piu' dense hanno iniziato
a rallentare l'espansione e a collassare gravitazionalmente
Il gas collassato forma le nubi nubi protogalattiche
Simulazioni cosmologiche
Modelli di Formazione
Le prove nella Via Lattea...
• Lo studio delle stelle di alone nella Via Lattea fornisce dati essenziali per i
modelli.
• L'orientamento casuale delle orbite stellari suggerisce che le stelle stesse si sono
formate prima del collasso protogalattico in un disco
• Stelle formate nel disco seguono le stesse orbite nella stessa direzione
• Il basso contenuto di elementi pesanti tra le stelle di alone implica che si sono
formate prima che il ciclo stelle->gas interstellare-> potesse arricchire di elementi
pesanti il mezzo interstellare
• Punti chiave ancora aperti:
• Dove sono le stelle di prima
generazione?
• Cosa ha causato l'aumento di densità
nell'Universo?
Ancora su cosa determina la
morfologia di una Galassia...
• Possiamo esplorare due opzioni:
• Le condizioni iniziali della protogalassia; cioè se il tipo morfologico
è determinato dalla nascita
• Interazioni con altre galassie; cioé una conversione durante
l'evoluzione
• Possibili fattori che influenzano le proprietà della nube
protogalattica:
• Rotazione protogalattica …il momento angolare iniziale determina la
velocità con la quale la nube gassosa evolve in un disco PRIMA di
essersi interamente convertita in stelle
• Raffreddamento protogalattico …la densità iniziale determina la
rapidità della conversione di gas in stelle
Collisioni -> conversioni del tipo
morfologico ?
• Interazioni
•
•
•
•
•
Quando due spirali
tidal forces randomize the orbits of stars
gas either falls to the center to form stars
or it is stripped out of the galaxies
the disk is removed
• The galaxy becomes an elliptical.
Ruolo degli Ammassi
• L'osservazione delle galassie negli Ammassi dimostra che le collisioni
possono modificare l'evoluzione delle singole galassie:
• Le ellittiche si trovano piu' spesso al centro degli ammassi (effetto ButcherOemler)
• Le collisioni hanno piu' frequentemente luogo nelle dense zone centrali
• Le galassie centrali dominanti (CD) sono ellittiche giganti che vengono
trovate al centro degli Ammassi
• Le CD crescono cannibalizzando altre galassie
• Queste galassie CD contengono spesso gruppi
compatti di stelle.
• Probabilmente i nuclei delle galassie che sono
state cannibalizzate dalla CD.
• Alcune CD sono fino a 100 volte piu'
massicce della Via Lattea.
• Di fatto, sono tra le galassie piu' grandi che
esistano nell'Universo!
Galassie Starburst
Obiettivi:
• Cos'è una galassia starburst ?
• Come capiamo che una starburst è solo una
fase dell'evoluzione galattica?
• Cosa rende una galassia una starburst?
Starburst
• La Via Lattea forma circa 1 nuova stella
di 1 Msol per anno.
• Ci sono pero' alcune galassie che
formano circa 100 Msol per anno.
• Queste sono le galassie che chiamiamo
galassie starburst
• Galassia Arp 220 in IR
• Nel visibile queste galassie hanno un aspetto normale (1010 L come la Via
Lattea).
•
•
•
Ma nell'infrarosso sono 100 volte piu' luminose
Le nubi molecolari bloccano la radiazione visibile e UV dalle stelle giovani che si sono formate
molecular clouds block the visible/UV light from new stars
La polvere interestellare contenuta in queste nubi molecolari assorbe la luce visivile/UV e la
riemtte nell'infrarosso
• A questi elevati ritmi di formazione stellare, la galassia trasforma TUTTO il gas in
stelle..
•
•
in solo circa 100-500 milioni di anni
Tuttavia, la fase di starburst resta un fenomeno temporalmente limitato, perche' le galassie e
l'Universo hanno eta' di miliardi di anni
Ancora sulle galassie Starburst...
• Formazione stellare 100 volte piu'
frequente significa anche 100 volte piu'
Supernovae
• Il Mezzo Interstellare è quindi riempito
di superbolle calde
• Le Supernovae iniettano in
continuazione energia nelle superbolle
• Il gas caldo (107–108 K) si espande
• Un vento galattico fuoriesce dalla
galassia
• NGC 1569 (X-–verde; visibile–rosso)
• Le starburst sono galassie irregolari
• Molte nubi molecolari con polvere e stelle giovani
• Questo suggerisce che lo starburst sia innescato da collisioni distanti tra
galassie
• Anche se una collisione ravvicinata puo' causare uno starburst, per es. nella
Grande Nube di Magellano
Quasars e altri Nuclei Galattici Attivi
(AGN)
Quasars e AGN
Obiettivi formativi:
• Cosa sono gli AGN ed i quasars?
• Quali evidenze osservative/teoriche
supportano l'idea che si tratti di galassie?
• Quale potrebbe essere la sorgente dell'enorme
energia di questi oggetti?
• Ci sono ancora quasars all'epoca attuale?
• Qual e' il posto degli AGN nel contesto
dell'evoluzione galattica?
Quasars
• All'inizio degli anni '60, Maarten Schmidt
identifico' la sorgente radio 3C 273 con una
debole stella blu.
• Lo spettro di questa “stella” aveva righe di
emissione
• Le righe non sembravano provenire da elementi noti
• Schmidt intui' che le righe di emissione erano
prodotte da idrogeno, ma molto spostate verso il
rosso (effetto Doppler)
• Quindi questa “stella” era molto lontana (> 1010
anni-luce)
• Si scoprirono poi altri oggetti simili
Spettro di un Quasar
• Oggetti puntiformi:
• Spettri molto diversi da
quelli delle stelle ordinarie
• Molto redshifted
• Emettono energie
elevatissime a qualunque
lunghezza d'onda
Il telescopio spaziale Hubble ha confermato
che i quasars sono parte di galassie…sono
Nuclei Galattici Attivi!
Nubi Protogalattiche
Obiettivo formativo:
• In che modo i quasars ci permettono di
studiare le nubi protogalattche?
La “Foresta” di righe di assorbimento
• Durante il cammino verso di noi, la luce emessa dai quasars…
• Passa attraverso nubi di idrogeno intergalattico e galassie
• Ogni nube lascia una linea di assorbimento a differenti redshift sullo spettro
del quasar
• Solo in questo modo possiamo rivelare le nubi protogalattiche
• Finora questa analisi ha
rivelato che:
• Piu' righe di elementi pesanti
si vedono la diminire del
redshift
• Supporta l'idea che
l'arricchimento sia prodotto
dall'azione di supernovae
• Consistente con ilmodello
di evoluzione galattica sin
qui' studiato
Gravitational Lensing in Abell 2218 Cluster
As predicted by Einstein’s General Theory of Relativity, a compact intervening object is bending and
distorting light from individual members of this cluster so that we see a halo effect.
Hubble Space Telescope Image
The Disrupted Galaxy NGC 5128
Active Galaxies I.
The galaxy NGC 7742 is an otherwise normal
spiral galaxy except for its extraordinarily
bright nucleus that outshines the rest of the
galaxy. Such galaxies, i.e. spirals with
extremely bright nuclei, form a class of active
galaxies known as Seyfert galaxies.
Hubble Space Telescope Image
Active Galaxies II.
The elliptical galaxy M87, shown below in a
wide-field ground-based image, has a very
bright, point-like nucleus from which a jet of
material emanates. The jet is seen in great
detail from an HST image at right.
Hubble Space Telescope Image
Active Galaxies III.
NGC 4139
Mkn 205
This image shows the spiral
galaxy NGC 4319 and the quasar
Markarian 205. The distance to
NGC is 80 million light years,
which Mkn 205 is 14 times
farther away at a distance of 1
billion light year.
The very distant quasar is nearly
as bright as the much closer
galaxy. The extraordinary
brightness of quasars, which is a
blending of the term quasi-stellar
radio source, indicates that some
incredibly powerful mechanism
must be producing enormous
amounts of energy from a small
volume of space.
Hubble Space Telescope Image
A Lensed Quasar
An intervening galaxy between
us and this distant quasar is
causing light from the quasar to
be bent along curved paths that
give rise to an Einstein cross, a
phenomenon predicted by
Einstein’s General Theory of
Relativity.
National Optical Astronomy Observatories Image
Active Galaxies IV. The Central Engine
Seyfert 1
scattering
region
Narrow-line
region (NLR)
Broad-line
region (BLR)
Supermassive black
hole +accretion disk
torus
Seyfert 2
radio jet
Diagram from Mike Crenshaw
