Astrofisica delle galassie I
A.A. 2005/2006
Proprietà del mezzo
interstellare
Mezzo interstellare (ISM)
Componente
Hot ICM
WIM
Warm HI
nubi HI
nubi H2
HII Regions
Polveri
Particelle
<nH>
0.005
500,000
0.3
8,000
1:
8,000
5-20
10-100
>100
5-30
10-10000 10,000
5-60
Te
fM
visibilità
0.001 raggiX
0.05: Ha, righe ass. IS
0.05: HI, righe ass. IS
0.4
HI 21cm line
0.5
CO, HCN, (H2 )
0.02
Ha, radio cont
0.01
IR, extinction
radio cont, raggi-
Gas Atomico
• La maggior parte dell’informazione viene da
misure della riga a 21cm HI
– Misure “single-dish” per diverse migliaia di galassie
• Flusso HI integrato --> masse HI
• Profili di riga integrati --> velocità radiali, velocitià di
rotazione
– Mappe “aperture synthesis”
• distribuzione dettagliata di HI
• Curve di rotazione, campi di velocità 2D dettagliati
• (galassie vicine) struttura di e tra le nubi di ISM atomiche,
distribuzione di temperatura
Distribuzione HI
• Il gas è molto più esteso -->
tipicamente RHI ~ 1.5-5 R25
– La formazione stellare è avvenuta
solo in parte del disco
– La cinematica HI può essere usata
per tracciare il potenziale
gravitazionale a grandi raggi
(decine di kpc)
Gruppo di M81: VLA
Yun et al. 1994, Nature, 372, 530
Cinematica dell’HI
• Generalmente HI ruota a
velocità pressocchè costante
(“curva di rotazione piatta ”)
– Il profilo integrato della riga HI
mostra il tipico andamento a “doppio
corno”
– Fornisce precise misure di velocità
radiali e larghezza di riga.
HI: Andamento con il tipo morfologico:
• HI costituisce ~metà
della massa di gas totale
in una tipica galassia a
spirale (vs ~50% H2)
• La frazione di gas HI è
funzione dell’“Hubble
type”
• MHI/MHI+stelle va da 0.0
0.9 andando da E 
Irr
Roberts & Haynes 1994,
ARAA, 32, 115
Gas Molecolare
• La maggior parte del gas molecolare è in forma di H2, ma
gas H2 freddo non ha righe di emissione osservabili.
– La maggior pate dell’informazione è ricavata da transizioni
rotazionali del CO in banda millimetrica, con qualche
informazione aggiuntiva da isotopi del CO o da altre molecole
(HCN, OH…)
– La transizione principale del CO è a 2.7 mm (J = 1 --> 0)
– Come nel caso HI, dati per galassie esterne si ottengono
combinando tecniche “single-disk” e “aperture synthesis”
• H2 è trovato in nubi fredde e massicce (>104 Mo),
otticamente spesse con transizioni mm del CO.
– Massa di H2 è dedotta empiricamente dalla correlazione con la
luminsità CO (questa questione è ancora controversa!!)
N(H2) (cm-2) ~ 3 x 1020 I(CO) (K km s-1)
Distribuzione del CO
• in galassie a spirale il CO tende a seguire la
distribuzione delle stelle, in particolare giovani
– Poco o niente CO oltre il raggio ottico
• in molte galassie di piccola massa (S, Irr), CO è
sistemamticamente debole rispetto alla quantitaà di
stelle giovani e di HI
Regan et al 2001,
ApJ, 561, 218
CO: Andamento con il tipo morfologico
• Il gas molecolare tende
ad essere la fase
dominante in galassie a
spirale “early”, con una
frazione di H2 che
decresce per tipi più
“late”, e/o galassie di
piccola luminosità
• Forte aumento della
frazione totale di gas
(atomico + molecolare)
con il tipo morfologico
Young & Scoville 1991,
ARAA, 29, 581
Young & Scoville 1991,
ARAA, 29, 581
Polvere Interstellare
• Circa l’1% dell’ ISM è in forma di grani solidi
che contengono il ~50% degli elementi pesanti
dell’ISM
• I grani assorbono circa il 40% dell’energia
bolometrica di galassie nell’universo locale
– È possibile studiare la polvere modellando
l’estinzione osservata in banda visible e UV
– I grani riemettono l’energia nel medio-infrarosso
(5 - 300 m) ed è possibile mappare la struttura
della polvere direttamente
Emissione della polvere
• Spettro integrato della nostra Galassia (sotto) come
esempio dello spettro tipico di una galassia
– L’emissione della polvere è più larga di quella dovuta ad una singla
temperatura ed è fittata come la somma di 4 componenti:
•
•
•
•
T ~ 15 K (100 - 300 mm) polvere fredda in nubi molecolari
T ~ 20-30K (100-150 mm) polvere in nubi diffuse, “cirri IR”
T ~ 60 K (50 mm)
grani tiepidi in zone di formazione stellare
T ~ 300 K (10 mm)
banda PAH in emissione da piccoli grani
• IR traccia la morfologia di bande
di polvere, regioni di formazione
stellare
Cox et al. 1986, A&A, 155, 380
Bendo et al 2002, AJ, 123, 3067
H
NGC 6946
Ferguson et al 1998,
ApJ, 506, L19
ISO 15 m
Roussel et al 2001,
A&A, 369, 473
ISM ionizzata tiepida
• Regioni HII
– Traccia in maniera diretta la formazione stellare massiccia
– Tracciata principalmente da righe di ricombinazione
dell’idrogeno (H, P, Br) o da radio continuo termico
• Gas ionizzato diffuso
– Densità caratteristica 0.01 - 0.1 cm-3
– in spirali il gas è fotoionizzato principalmente da radiazione
UV prodotta (sfuggita) da regioni HII
• Galassie “early-type” (e sferoidi) possono avere una fase diffusa
che è ionizzata da shocks
– A volte associata con la fase diffusa neutra
NGC 2841
Sb
NGC 3184
Sc
x
Kennicutt 1998, ARAA, 36, 189
ISM calda ionizzata (coronale)
• E’ tracciata principalmente dall’emissione X “soft”
(bremsstrahlung (1-10 keV)) o da righe di
assorbimento ad alta ionizzazione (e.g. OVI)
• T ~ 3-5 x 105 K, n ~ 10-3 cm-3
– Alte temperature richiedono un riscaldamento di tipo cinetico
(supernovae, venti stellari, collisioni fra nubi)
• Diversi tipi di strutture
– Aloni diffusi dentro/attorno E/S0 massicce, bulge
– Emissione diffusa dal disco dovuta a residui di supernove,
venti stellari
– Fontane extraplanari, ciminiere, “superwinds”
– “infalling clouds”, “cooling flows”
Chandra XO Images
http://www.chandra.harvard.edu
NGC 4649 = M60: E2
Randall & Sarazin 2001, unpub
NGC 4631: Sc
Wang et al. 2001, ApJ, 555, L99
NGC 1569
Irr
Martin et al. 2002,
ApJ, 574, 663
Particelle relativistiche, Campi
• Emissione continua radio (cm) di galassie è
principalmente dovuta ad emissione non-termica
di sincrotrone proveniente da elettroni
relativistici nel campo magnetico della galassia
– Quindi l’emissione radio (distribuzione,
polarizzazione) traccia i processi ad alta energia e la
struttura o forza del campo magnetico interstellare
Beck 2001, Space Science Revs, 99, 243