ab initio

Problematiche concernenti
l’origine del bulge:
formazione ed evoluzione
Paola Mazzei
Osservatorio Astronomico di Padova
&
Anna Curir
Osservatorio Astronomico di Torino
1
Problematiche generali
1.
2.
3.
Condizioni fisiche del gas diverse dalle attuali: temperatura
media maggiore ed inefficacia del raffreddamento: bulge
più vecchio del disco?
popolazioni stellari metal-poor?
Instabilità del disco; nascita di una barra stellare:
• genera il bulge dalla sua stessa dissoluzione
• concentra il gas e la formazione stellare
• Bulge di età non superiore al disco.
Quale è il ruolo di un black hole (massa pari al 30% di
quella del bulge) nella sua formazione?
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Approccio al problema
Modelli
ab initio ricorrono a notevoli
semplificazioni per seguire la formazione
delle galassie poiche’ il processo di
formazione stellare e la sua dipendenza
dall’ambiente non e’ ancora del tutto chiara.
Per gettar luce proprio sulla dipendenza del tasso di
formazione stellare dalle proprieta’ globali del
sistema abbiamo effettuato
simulazioni SPH
seguendo il collasso di sistemi isolati con aloni
triassiali e campo di velocità anisotropo
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Mazzei & Curir (ApJ 2003 in press)
hanno analizzato il collasso isolato di sistemi triassiali,
inizialmente composti di materia oscura non dissipativa (DM)
e gas, con campo di velocità anisotropo e spin allineato con
l’asse corto del sistema (a>b>c).
La geometria del sistema e’ definita dal parametro
= (a2-b2)/(a2-c2) (Warren et al. 1992)
in modo che se <0.3: oblato
0.66>>0.3: triassiale
>0.66: prolato
Lo spin, =Jtot|Etot|0.5/GMtot5/2, ove J e’ il momento angolare,
E l’energia e M la massa totale dell’alone, e’ 0.06 (Barnes ed
Esftathiou, 1988) ma sono stati considerati anche gli effetti
di valori piu’ piccoli (0.03) e piu’ grandi (0.15).
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Il sistema in collasso ha sempre la stessa densità iniziale e
quindi lo stesso tempo di collasso.
Tutte le simulazioni includono effetti gravitazionali, di
pressione, riscaldamento da shocks, viscosita’artificiale,
processi di raffreddamento, formazione stellare e
feedbacks.
Le simulazioni sono state implementate con modelli EPS
chemo-fotometrici in grado di prevedere la SED dall’ UV
fino ad 1 mm (mappe di brillanza superficiale dall’ÚV fino
ad 1 mm, con diversa risoluzione e contrasto di brillanza;
Curir & Mazzei 1999).
Analizziamo le proprietà della galassia risultante dopo 15
Gyr
nel rest-frame al variare dei parametri che
caratterizzano il sistema iniziale ed il feedback (la IMF).
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Risultati
Il tasso di formazione stellare dipende dalla massa
totale, Mtot del sistema.
• I sistemi più massici hanno più stelle di quelli
meno massicci, sono piu’ luminosi, con rapporti
Mstars/LB più elevati, colori più rossi ed una
maggior frazione di gas caldo residuo in nubi ad
alta latitudine galattica.
Per Mbar/Mtot=0.1 le Spirali sono favorite nei sistemi
meno massicci, con M<1012m, le E nei più massicci.
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1.
2.
3.
Andamento del tasso di formazione stellare al variare di:
Mtot,
numero di part. (linee a tratteggio)
i parametri della IMF (B1: Miller e Scalo, B2: Salpeter, B3 Salpeter
con ml=0.01 )
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Dopo 15 Gyr i colori e le metallicita’ delle simulazioni effettuate al variare dei
parametri sono consistenti con le proprieta’ osservate delle galassie locali
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La geometria iniziale e lo stato dinamico dell’ alone
oscuro
influenzano il sistema barionico risultante:
sistemi oblati (<0.3) sono più favorevoli dei prolati
(>0.66)
nell’ indurre attiva formazione stellare e
sistemi con spin () più elevato per ridurla e ritardarla.
Inoltre in sistemi prolati il supporto rotazionale e’
fortemente ridotto.
Variando Mbar/Mtot : la formazione di dischi richiede
~0.1; per valori >0.1 prevalgono le E per quelli <0.1 le
dE o dI.
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Mbar/Mtot=0.1
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Le figure successive mostrano le isofote B (sopra) e K
(sotto) in y-z ed a due tempi successivi, 15.0 (sinistra) e
15.4 Gyr (destra), delle tre simulazioni le cui proprieta’
rotazionali sono
state evidenziate dalla figura
precedente.
Variando la geometria iniziale del sistema appaiono
Spirali con diverso rapporto B/D ( in B) : 1, 1.2, 0.6
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=0.45
15 kpc
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=0.84
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=0.54
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Abbiamo in progetto simulazioni cosmologiche per
verificare questo scenario
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