ppt5 - Inaf

Galassie quiete ed attive
Andrea Tarchi
INAF - Osservatorio Astronomico di Cagliari
INAF - Istituto di Radioastronomia
Introduzione
Introduzione
Le nebulose a spirale
potrebbero essere sistemi
stellari simili alla nostra
Galassia
"Island-universe hypothesis"
Immanuel Kant (1724 - 1804)
Il dibattito Shapley-Curtis
National Academy of Sciences (Washington D.C., 1920)
La Galassia ("universo")
L'Universo e' composto
e' talmente
da molte galassie come
grande che le nebulose a
la nostra.
vs
spirale NON possono
Le "nebulose a
essere esterne ad essa.
spirale" sono quindi
Sono nebulose simili a
esterne alla nostra
Harlow Shapley (1885-1972)
quelle note
Heber Curtis (1872-1942)
Galassia
Il dibattito Shapley-Curtis
1. Qual'e' la distanza delle spirali?
2. Le spirali sono composte di stelle o gas?
3. Perche' le spirali sembrano "evitare" il piano Galattico?
Il dibattito Shapley-Curtis
Qual'e' la distanza delle spirali?
Von Maanen: studi di moti propri
Studi di distanze usando le Novae
Rotazione M101 ~ 0.02" per anno
Trot~105 anni
Rotazioni super relativistiche
Confronto dei picchi di brillanza
apparente fra novae in M31 e quelle
nella nostra Galassia
I moti propri
Discrepanze causate da:
di M101
- scala di distanze Galattiche
erano dubbi
- mancanza di distinzione fra Novae e
(in realta',
Supernovae
causati da
errori
M101; Credits: 1993, Association of Universities
for Research in Astronomy, Inc
osservativi)
M101 e'
piccola, ma
vicina
(grande
dimensione
angolare)
Il dibattito Shapley-Curtis
Le spirali sono composte di stelle o gas?
Se le spirali fossero galassie dovrebbero avere caratteristiche
fotometricheFalso
e spettrali simili a quelle???
della Via Lattea
Le spirali hanno brillanze
superficiali >> di quella
Galattica (Seares &
Reynolds)
Le Galassie a spirali sono
piu' "blue" nel disco che nel
bulge
Spettri stellari in
assorbimento erano difficili
da ottenere al centro
Ma chi, nel 1920, sapeva veramente come dovesse essere una Galassia?
(estinzione, Trumpler 1930; popolazioni stellari, Baade 1944; etc...)
Il dibattito Shapley-Curtis
Perche' le spirali sembrano "evitare" il piano Galattico?
Le spirali sembrano "evitare" il piano Galattico e tendono, in
media, ad allontanarsi da noi a grande velocita'
Le spirali sono
vicine, in modo da
subire una forza
repulsiva esercitata
dalla Galassia
(una sola ipotesi, ma
necessita di una nuova
legge fisica)
Noi siamo dentro al
disco e siamo
oscurati in direzioni
diverse da quelle che
lo evitano
(tre ipotesi [abbiamo una
banda di polvere; siamo
nel disco; le spirali sono
esterne], ma nessuna
legge fisica nuova)
NGC4565 (tipo Sb)
Il dibattito Shapley-Curtis
La soluzione della controversia
Hubble (1923):
ha identificato una Cefeide variabile in
M31
(gia' un grande risultato osservativo)
ha utilizzato la brillanza apparente e la
relazione periodo-luminosita'
ha calcolato la distanza D di M31
D = 2·106 LYs
Edwin Powell Hubble (1889-1953)
NATURA EXTRA-GALATTICA
(...e M31 e' solo la piu' vicina!!!)
La classificazione delle galassie
Nell'Universo visibile esistono circa 1010 galassie di
masse minori (molte), uguali e maggiori (poche) di
quella della Galassia
Hubble le ha classificate sulla base della forma
geometrica in:
La classificazione delle galassie
• Spirali ordinarie: S o SA, bulge centrale + disco piatto
• Spirali barrate: SB, bulge centrale + barra + disco piatto
• Ellittiche: E, con una distribuzione di luce tondeggiante e regolare
• Irregolari: Irr, con forma geometrica irregolare
La classificazione delle galassie
Spirali ordinarie
La galassia Whirlpool; M51
Image Credit: NASA and The Hubble Heritage Team (STScI/AURA) Acknowledgment: N. Scoville (Caltech) and T. Rector (NOAO)
La classificazione delle galassie
• Spirali ordinarie: S o SA, bulge centrale + disco piatto
• Spirali barrate: SB, bulge centrale + barra + disco piatto
• Ellittiche: E, con una distribuzione di luce tondeggiante e regolare
• Irregolari: Irr, con forma geometrica irregolare
La classificazione delle galassie
Spirali barrate
NGC1365; Credit: FORS Team, 8.2-meter VLT Antu, ESO
La classificazione delle galassie
• Spirali ordinarie: S o SA, bulge centrale + disco piatto
• Spirali barrate: SB, bulge centrale + barra + disco piatto
• Ellittiche: E, con una distribuzione di luce tondeggiante e regolare
• Irregolari: Irr, con forma geometrica irregolare
La classificazione delle galassie
Ellittiche
M87; Credit: NASA and The Hubble
Heritage Team (STScI/AURA)
La classificazione delle galassie
• Spirali ordinarie: S o SA, bulge centrale + disco piatto
• Spirali barrate: SB, bulge centrale + barra + disco piatto
• Ellittiche: E, con una distribuzione di luce tondeggiante e regolare
• Irregolari: Irr, con forma geometrica irregolare
La classificazione delle galassie
Irregolari
NGC4449; Credit: S. Kohle, T. Credner
La classificazione delle galassie
Diagramma"tuning fork" di Hubble
La classificazione delle galassie
Ellittiche vs Spirali
1. Rapporto fra velocita' randomatiche e rotazionali:
maggiore in E che in S (tondo vs piatto)
2. Quantita' di gas e polveri: minore in E che in S
3. Assenza di stelle giovani in E rispetto a S
4. Assenza di struttura a spirale in E (come anche in S0 e SB0)
La classificazione delle galassie
Diagramma"tuning fork" di Hubble
La classificazione delle galassie
Ellittiche
Cosa causa l'appiattimento della forma ellittica da E0 a E7?
Incremento nei moti rotazionali
Anisotropia dei moti randomatici (Bertola, Capaccioli & Illingworth)
VERO
Le galassie E sono supportate da moti ~ randomatici.
I moti non sono abbastanza ordinati da generare
strutture coerenti (es. onde di spirale)
La classificazione delle galassie
Spirali
Sa -> Sc
Sba -> SBc
} si aprono i bracci a spirale
bulge piu' grande -> bracci piu' chiusi
bracci piu' chiusi -> minore quantita' di gas e polveri (con dubbio)
spirali Sa (SBa) -> S0 (SB0) ???
Il gas e' qualche % della massa totale della Galassia:
- il picco di SF e' avvenuto in passato
- in 1010÷1011 anni la SF potrebbe terminare
La classificazione delle galassie
Miglioramenti allo schema morfologico di Hubble
De Vaucoulers ha aggiunto categorie allo schema di Hubble...
(tipologie diverse di bars, rings, spirali)
....pure troppe....
Morgan, Mayall & Osterbrock proposero di classificare anche la
dominanza della luce dal bulge rispetto a quella del disco
(e quindi anche la differenza spettrale fra le popolazioni stellari)
La classificazione delle galassie
Popolazioni stellari
Nel 1920 Hubble risolve in stelle le parti esterne di M31
Solo durante la II Guerra Mondiale, Walter Baade risolve in stelle
molte galassie ellittiche e il bulge di M31
Pop. II (come nei GCs)
Da studi successivi:
il tipo spettrale e il colore delle galassie dipende molto dall'eta' della
miscela di stelle e dal contenuto di elementi pesanti
Ellittiche e bulges centrali delle spirali: principalmente stelle "vecchie" (> 1010 anni)
Dischi delle spirali: misto di stelle vecchie e giovani (le piu' giovani nei bracci)
Alcune irregolari: particolarmente "blue" (stelle massive giovani)
Nessuna galassia sembra avere assenza totale di stelle vecchie (eta' > 1010 anni)
La classificazione delle galassie
Classificazione di Van den Bergh
Van den Bergh propone di aggiungere un numero romano (I-V) al
codice di classificazione di Hubble, in base alla luminosita' intrinseca
delle spirali
Es. Sc I e' una bella spirale regolare, molto luminosa, bulge piccolo e bracci aperti,
molto gas e quindi grandi complessi HII (info buona per studi cosmologici)
La correlazione fra classe di luminosita' e struttura a spirale si puo' spiegare
con la teoria delle onde di densita'
Massa maggiore -> velocita' maggiore negli urti fra nubi (camion) -> maggiore
concentrazione di gas -> struttura a spirale meglio definita
Galassie "Normali"
Fotometria superficiale
Ovviamente semplicemente "osservare" la luce di una galassia puo'
risultare impreciso (le lastre fotografiche sono piu' sensibili al blue e
l'occhio accentua il contrasto fra regioni di braccio e intra-bracci)
Fotometria superficiale
(misura quantitativa della distribuzione di brillanza
superficiale, luminosita' per unita' di area, nelle galassie)
Galassie "Normali"
Fotometria superficiale
Leggi empiriche
Ellittiche e Bulges centrali delle spirali
L(r )  L(0) exp[  (r r0 ) 4 ]
1
de Vaucouleur s
Dischi delle spirali
(mediati in cerchi per eliminare la struttura a spirale)
L(r )  L(0) exp[  (r r0 )]
L(0) = brillanza superficiale centrale
r0 = lunghezza di scala
Schweizer
r0 varia molto da galassia a galassia
(ovvio...diverse dimensioni)
L(0) relativo piccolo scatter, utile per
calibrare una proprieta' delle galassie
normali giganti
Galassie "Normali"
Dispersione delle velocita' nelle ellittiche e curve di
rotazione nelle spirali
Il moto orbitale di un oggetto materiale soggetto ad un campo
gravitazionale ci permette di calcolare (roughly) la massa di esso
M (r )  r  v G
2
v = dispersione nelle velocita' randomatiche
(ellittiche)
v = velocita' rotazionali del gas o delle stelle
(spirali)
Tre problemi
1. Ci vorrebbe una correzione numerica dipendente dalla cinematica
e distribuzione di massa del sistema (modelli)
2. In realta', noi misuriamo θ. Per misurare r abbiamo bisogno della
distanza della galassia (Cap. 14)
3. Misurare v non e' affatto banale (segue)
Galassie "Normali"
Dispersione delle velocita' nelle ellittiche
Ellittiche
Con lo spettro di una galassia ellittica normalmente si misura la luce di
una buona parte delle stelle della galassia e NON quella di una singola
stella
Confrontando lo spettro in assorbimento della galassia (molto allargato
per la sovrapposizione dei moti) con quello di una stella si ottiene la
dispersione media di velocita' V [= v/sqrt(3)] e, quindi, una stima della
massa
- Per M87 (ellittica gigante) e' relativamente facile Mvis ~ 4 x 1012 Msol
- Per Leo II (ellittica nana, "dwarf") e' piu' difficile: bassa brillanza
superficiale e velocita' di dispersione Mvis ~ 106 Msol
... ma oltre ...?!?
Galassie "Normali"
Curve di rotazione nelle spirali
Spirali
Nel visibile, per calcolare le masse delle spirali si possono usare le velocita'
di rotazione di gruppi di stelle (Doppler di righe di assorbimento) o regioni
HII (Doppler di righe di emissione)
Nel radio, la detezione della riga a 21 cm dell'H neutro ha permesso di
compiere studi analoghi con sensibilita' maggiori.
Single-dish: la larghezza totale della riga (massa totale approx.; relazione FisherTully; con Arecibo curve di rotazione in parti esterne)
Interferometria: campo di velocita' delle galassie esterne -> curve di rotazione (es.
M101)
Forte evidenza di massa mancante (Roberts et al.)
Galassie "Normali"
Curve di rotazione nelle spirali
• B/W=optical image of
NGC 6946 from Digital
Sky Survey
• Blue=Westerbork
Synthesis Radio Telescope
21 cm image of Neutral
Hydrogen
• Hydrogen usually much
more extended than stars
Galassie "Normali"
Curve di rotazione nelle spirali
velocita' circolare
r·Ω(r)
estensione radio a 21 cm
estensione ottica
distanza dal centro galattico
r
Galassie "Normali"
Curve di rotazione nelle spirali
Le curve di rotazione delle galassie a spirale rimangono piatte fino
a grandi distanze dal centro
Quindi, la densita' di massa superficiale del contributo gravitazionale
μ(r), sia esso in disco o in alone, puo' decrescere solo come r-1
La distribuzione di luce L(r) decresce esponenzialmente con r (Schweizer)
A grandi r, il rapporto μ(r)/L(r) cresce drammaticamente
(materia oscura)
Galassie "Normali"
Curve di rotazione nelle spirali
Le curve di rotazione delle galassie a spirale rimangono piatte fino
a grandi distanze dal centro
La Massa entro un raggio r, M(r), cresce linearmente con r
...ma fino a che r ???...
Stime di masse a grandi distanze dal centro galattico utilizzano:
- osservazioni ottiche per determinare distribuzione e cinematica degli ammassi
globulari (indicazione di aloni massivi)
- moti di sistemi binari di galassie
Entrambi richiedono stringenti assunzioni statistiche
Il problema della massa oscura e degli aloni massivi e' ancora aperto
Galassie "Normali"
Quando le galassie sono angolarmente troppo piccole per studi cinematici
dettagliati, si misura la dispersione totale di velocita' V del profilo di riga
della radiazione dalla parte visibile della galassia
L V
4
Relazione Faber-Jackson per galassie ellittiche
La Relazione Fischer-Tully per galassie a spirale fra L e la V
della riga 21-cm ha una simile dipendenza,anche se la costante
di proporzionalita' differisce fra galassie ellittiche e spirali
Importanza di queste relazioni
Conoscendo V si ottiene L (brillanza intrinseca).
Poi, misurando la brillanza apparente f ...otteniamo la distanza
della galassia
Galassie "Normali"
Dinamica delle spirali barrate
Teoreticamente le barre (dovute ad instabilita') sono state ben studiate e
"modellate" (Hohl, Miller, Prendergast e altri)
Un criterio generico, proposto da Kalnajs, Ostriker & Peebles, prevede
che un sistema stellare formi barre quando l'energia rotazionale e' > del
39% di quella dei moti randomatici
Dal momento che questo e' molto spesso vero (nelle vicinanze del Sole ha
un eccesso del 40 %), quasi tutte le galassie dovrebbero essere barrate
Loro proposero che un alone quasi-sferico contenesse i moti randomatici
necessari per ridurre l'eccesso
In realta', avevano sottostimato l'effetto stabilizzante dei bulges (Mark &
Bergman)
Galassie "Normali"
Dinamica delle spirali barrate
...anyway...
Insieme al formarsi della struttura a spirale,
la creazione della barra rappresenta un altro modo per un corpo in
rotazione di ottenere maggiore energia di legame per le parti interne del
sistema, conservando il momento angolare totale
Anche in questo caso una piccola distorsione della distribuzione stellare
puo' produrre una risposta significativa nell'ISM (moti non-circolari,
etc...)