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/