Dinamica delle galassie

Congresso Nazionale dei Ricercatori
non professionisti di Sne
Forlì, 26-27 maggio 2007
Evoluzione e dinamica delle galassie
Brando Gaetano
Università di Bologna – Dip.to di Astronomia
Associazione Astronomica Cortina – C.R.O.S.S. –
Alcuni numeri prima di iniziare
Studi recenti stimano che l'età dell'universo sia pari a
14 miliardi di anni
Nell'universo osservabile di galassie ve ne sono circa
108 - 1010
Nella nostra sola galassia di stelle ve ne sono circa
108 - 1012
Un rapido calcolo....
1016 – 1022 STELLE
A confronto: nel nostro corpo ci sono
1028 - 1029 ATOMI
Altri numeri
Sul totale della materia visibile
90%
10%
Galassie
Strutture cosmiche “secondarie”
Anche se sono la maggioranza delle strutture
cosmiche presenti, le galassie si presentano
solo in tre forme principali
( più una minore).
Cosa è una galassia
Gas
GRAVITA’
GRAVITA’
Polveri
Stelle
Materia oscura
Early type – Ellittiche
77 %
Lenticolari
Sequenza di Hubble
Irregolari 3 %
Late type – Spirali
20 %
Proprietà fisiche conosciute
Ellittiche
M = 105 - 1013
L = 108 - 1010
D(kpc) = 5-250
Spirali
M = 109 - 1011
L = 105 - 1011
D(kpc) = 1-205
Irregolari
M = 108 - 1010
L = 107 - 109
D(kpc) = 1 - 10
Note:
Luminosità e massa sono raffrontate a quelle del Sole (Ls = 4 * 1033 erg/s, Ms= 2 * 1033 g)
1 kpc = 103 pc = 3260 al = 3,09 * 1021 cm
Galassie ellittiche, Early-type o Sferoidi
Primi oggetti dell'universo
(evoluzione passiva)‫‏‬
Non ruotano
Hanno poco gas freddo
Colore rosso (stelle tipo K –
Popolazione II)‫‏‬
Non vi è formazione stellare
Non si è mai avuto una
esplosione in tali galassie di SNe
II
In un cluster la concentrazione è
del 99%
Galassie a spirale e a spirale barrate
Dinamica complessa
Parte centrale o Bulge
Disco, in cui posso avere
1. Bracci (ho del
gas freddo [H1]
Stelle massicce
[O - B]
Alone di stelle vecchie
(Popolazione II)‫‏‬
Bassa metallicità
Alta velocità di rotazione
2.
Galassie irregolari
Galassie figlie di un dio
minore
Sono ricche di gas e di
polveri interstellari
La popolazione stellare è
di tipo I (giovane)‫‏‬
Due sottoclassi
E0E0-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
2-5%
Soprattutto
giovani
F, K
A, F
A, F
Blu
Via Lattea
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
Cinematica delle stelle
V = ωR ⇒ V ∝ R
R
V
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
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
RV 2
M=
G
3
2
1
Rotazione differenziale
Distanza dal centro (kpc)‫‏‬
Velocità circolare (km/sec)‫‏‬
6.13
12.27
Moto
kep
lerian
18.40
o
24.54
R ~ 8.5 kpc
v ~ 220 km/sec
T ~ 2.4 x 108 anni
Distanza dal centro (x 103 anni-luce)‫‏‬
Moti “caotici” in galassie
ellittiche o in bulge di spirale
Velocità media
N
Dispersione di velocità
N
σ=
2
(
)
v
−
v
∑ i
i =1
N −1
v=
∑v
i =1
N
i
Ammassi di galassie
Il gruppo locale - 1kpc ~ 3000 anni luce
Nel Gruppo Locale ci
sono molte galassie
irregolari e nane poco
massicce (M=107 M )‫‏‬
Formazione
delle galassie
Ma come si sono formate?
“Un buon astronomo a tale domanda dovrebbe
rispondere: 'Chiedetelo al Creatore, ma non ci
spererei che anche Lui lo sappia'.
In realtà, esistono diverse teorie che cercano di spiegare
la formazione delle galassie. Nessuna, però, sa come si
sia formata la primissima galassia
Due modelli cosmologici
MODELLO DAL BASSO: da protogalassie, attraverso
(raggruppamento gerarchico) un processo di merging, si
sono formate le strutture più
grandi.
ΛCDM
MODELLO DALL'ALTO: da superstrutture originarie,
(collasso monolitico)
attraverso un processo di
divisione, si sono formate
le strutture più piccole.
HDM
Interazioni gravitazionali
Il tasso di formazione
stellare e’ cambiato nel
tempo. In epoche
passate si formavano
piu’ stelle
STR = Star Formation Rate
Dinamica delle galassie
v<0
ν > ν0
v=0
ν = ν0
v>0
ν < ν0
ν=
ν0
v
1+
c
Effetto Doppler
c
=
λ
c
λ0
v
1+
c
redshift
λ − λ0
v
v

⇒ λ = λ 0 1 +  ⇒ z =
=
c
λ0
c

materia oscura
La distanza delle galassie
Fu Hubble nel 1924 a
determinare per la prima
volta la distanza della
galassia di Andromeda
(M31)‫‏‬
M == –– 2.8
2.8 log
log PP –1.4
–1.4
M
Immaginiamo che Hubble abbia
misurato:
m = 20.0 mag
P = 10 giorni
M = −2.8logP−1.4 = −2.8log(10)−1.4 = −4.2
 m − M+ 5 


5


M = m + 5 − 5logd ⇒ d = 10
 20+4.2+5 


5


d = 10
pc
pc ≅ 690 kpc
M31 dista praticamente 700 kpc da noi
Poiché il diametro della Via Lattea è circa 30 kpc,
M31 è un oggetto esterno alla Via Lattea
Legge di Hubble
Distanza e velocità delle galassie
sono legate da un fattore di
proporzionalità
v = H0 ⋅d
−1
−1
H0 = 75kms Mpc
λ − λ0
z=
=
λ0
λ − λ0
v
cz
z=
=
⇒ d=
λ0
c
H0
v
1+
z+2
c − 1 ⇒ d = cz ⋅
H 0 z 2 + 2z + 2 (in Mpc)‫‏‬
v
1−
c
1
d = v⋅
H0
(Mpc)‫‏‬
Età dell’Universo
lontano nello spazio = indietro nel tempo
Velocità (km/s)‫‏‬
180000
265000
284000
13 miliardi di anni-luce
Cosmic microwave
background
WMAP
E le SNe: il caso delle Іa
Povere di H, ma ricche
di Si-II
Origine in sistemi
binari (WD + WD)‫‏‬
Formano una famiglia
molto omogenea
M B ~ 19.5
tr = 15-20 d, td = 2 mesi
Relazione max L – td
(Mark Phillips, 1992)‫‏‬
Le candele standard:
standard
misure attendibili
dell'espansione
Aspetti cosmologici
Calcolati spettro,
magnitudine e redshift,
le Sne Ia sono utilizzate
per calcolare alcuni
inportanti parametri
cosmologici
DIAGRAMMA DI
HUBBLE
tempo
Magnitudine
apparente
distanza
redshift
a(t)‫‏‬
Diagramma di
Hubble
espansione
a(t) = (1 + z)-1
w(t) ≡ p/ρ
a0 = 1 z = 0
w(z) = w0 + wa (1 - a)‫‏‬
w0 = -1 wa = 0
w(t) ≡ p/ρ
E = mc2
Le Sne Ia ci dicono molto sulle proprietà
del contenuto nell'universo,
fra cui materia ed energia oscura
Assumiamo l'universo isotropo e omogeneo (FLRW metric)‫‏‬
E ora?
“ Le galassie sono come le persone: più le
conosci, più ti appaiono uniche. E poi, è
così bello studiarle da solo..”
S. van den Berg
Bibliografia
Ramon Miquel, Cosmology with type-Ia Sne,
[arXiv:astro-ph/0703459v1 16 Mar 2007]
James D. Neill et al., The peculiar velocities of
local type-Ia Sne an their impact on cosmology,
[arXiv:0704.1654v1 [astro-ph] 12 Apr 2007]
Mario Hamuy et al., BVRI light curves for 29
type-Ia Sne, [Americ. Astroph. Journ., 112, 6,
2408]
Christopher J. Conselice et al, A direct
mesurament of major galaxy mergers at z<=3,
[arXiv:astro-ph/0306106v2 5 Jun 2003]
Bibliografia
Binney-Tremaine, Galactic dynamics, Princeton
Univ. Press
Binney-Merrifield, Galactic astronomy, Princeton
Univ. Press
Luca Ciotti, Appunti delle lezioni di Astronomia IV,
Università di Bologna, a.a. 2005-2006
Christopher J. Conselice, The invisible hand of the
universe, Scient. American, Aprile 2007
L'astronomia, n°273 aprile 2006
http://www.mpe-garching.mpg.de/~bender/intro/intro.html
http://www.nottingham.ac.uk/~ppzcc1/