galassie-ciroi - Dipartimento di Fisica e Astronomia

Proprietà fisiche delle
galassie e loro evoluzione
Stefano Ciroi
Dipartimento di Astronomia
Università degli Studi di Padova
Che cosa è una galassia?
Gas
GRAVITA’
Polveri
Stelle
Materia oscura
aquila
La Via Lattea
scudo
serpente
lira
sagittario
cigno
scorpione
aquila
Via Lattea – Scheda
Luminosità ~ 2 x 1010 L
Massa ~ 26 x 1011 M
 disco ~ 105 anni-luce
h disco ~ 103 anni-luce
No. di stelle ~ 4 x 1011
Densità media di stelle ~ 1  per 125 anni-luce3
Separazione media fra stelle ~ 5 anni-luce
La stella più vicina al Sole, Proxima Centauri, si trova a
~ 4.3 anni-luce
Cinematica delle stelle
V  ωR  V  R
V
R
V
R
Rotazione rigida o di corpo solido
R
V
2
3a
Legge di Keplero
R3
k
2
T
R
  R  k
T
V 2R  k
V  R 1/2
V
Rotazione kepleriana
R
Fgrav  Fcent
R
m
Mm
V2
G 2 m
R
R
V
M
RV 2
M
G
Fgrav  Fcent
Mm
V2
G 2 m
R
R
1 Mm 1
G
 mV 2
2
R
2
1
 UK
2
U  2K  0
Teorema del Viriale
3
2
1
Rotazione differenziale
Distanza dal centro (kpc)
Velocità circolare (km/sec)
6.13
12.27
18.40
24.54
R ~ 8.5 kpc
v ~ 220 km/sec
T ~ 2.4 x 108 anni
Distanza dal centro (x 103 anni-luce)
Morfologia delle galassie
Galassie Irregolari
Galassie Ellittiche
Galassie a Spirale
E0-E7
S0
Sa
Morfologia
Solo bulge
Bulge +
Disco
Bracci di
spirale
Nessuno
Gas
Sb
Sc
Irr
Bulge grosso
+ Disco
Bulge piccolo
+ Disco
Solo disco
Nessuno
Avvolti
Aperti
Tracce
Quasi
assente
Quasi
assente
1%
5-10%
10-50%
Regioni H II
Nessuna
Nessuna
Poche
Molte
Dominanti
Stelle
Vecchie
Vecchie
Alcune
giovani
Tipo
spettrale
G, K
G, K
G, K
Colore
Rosso
Rosso
Massa (M)
108 - 1013
Luminosità
(L )
106 - 1011
2-5%
Soprattutto
giovani
F, K
A, F
A, F
Blu
109 - 1012
108 - 1011
108 - 1011
Effetto Doppler
l
l= lunghezza d’onda
n = frequenza
c = velocità della luce = 300 000 km/s
c
λ
ν
v<0
ν  ν0
v=0
ν  ν0
v>0
ν  ν0
ν0
ν
v
1
c
redshift
λ  λ0 v
 v
λ  λ 0 1    z 

λ0
c
 c
Spettroscopia
Cinematica delle galassie
i = 0°
i = 45°
i = 90°
materia oscura
Moti caotici in galassie
ellittiche o in bulge di spirale
N
Dispersione di velocità
v
s
v
i 1
i
N
N
σ
2


v

v
 i
i 1
N 1
Cosa determina la morfologia di una galassia
Interazioni gravitazionali
Legge di Hubble
1929  Edwin Hubble scopre che le galassie si
allontanano da noi e che la loro velocità di
recessione è tanto maggiore quanto maggiore
è la distanza da noi
v  H0  d
H 0  72 km s 1Mpc 1
λ  λ0 v
cz
z

 d
λ0
c
H0
(in Mpc)
v
λ  λ0
c  1  d  cz  z  2
z

λ0
H 0 z 2  2z  2
v
1
c
valido se z<1
1
(in Mpc)
1
d  v
H0
(Mpc)
Età dell’Universo
1
1 3.09 1019
9
 

13.6

10
anni
7
H 0 72 3.15 10
lontano nello spazio = indietro nel tempo
13 miliardi di anni-luce
La teoria del Big Bang
WMAP
La radiazione di fondo cosmico a 3 K
Quale futuro per l’Universo?
Chiuso
W>1
Piatto
W=1
Aperto
W<1
THE END