Studio morfologico e fotometrico di HCG 51
Bischetti Luca(2), Bressan Tommaso(4), Capuzzo Martina(3), De Biasi
Maddalena(4), Lucchini Giacomo(4), Moretti Luca(4) , Slemer Alessandra(1)
(1) Liceo
Scientifico “G. Fracastoro”, Verona
(2) Liceo
Scientifico “P. Levi”, S. Floriano Vr
(3) Liceo
(4)
Scientifico “E. Medi”, Villafranca Vr
Liceo Scientifico “ A. Messedaglia”, Verona
Gruppi di Galassie
•
1012  1013 M
• Dimensioni tra i 100 Kpc e 1 Mpc
•Generalmente c’è un alone di gas caldo, 106  107 °K ,
che emette tramite meccanismo di bremsstrahlung. Tale
presenza dimostra che le galassie sono tra loro
gravitazionalmente legate.
•Se facciamo riferimento a 4 ~ 10 oggetti si deve parlare
di Gruppo compatto di galassie.
HCG 51
Nome
HCG 51
Categoria di
oggetto
Gruppo di
galassie
compatto
Coordinate
(2000)
A.R.:11h 22m 21.0s
Dec.: +24° 19’ 41”
Redshift
Velocità radiale
Distanza
0.0258
7735 km/s
103 Mpc

1 
1
H

75
km
s
Mpc
o
Dimensione
angolare
≈ 5’
Studio Morfologico
•Approssimzione delle isofote reali con ellissi teoriche.
•Ogni ellisse è definita dal suo centro, dal semiasse maggiore (a),
dal semiasse minore (b) e dall’angolo di posizione. I semiassi
b
e  1
definiscono l’ellitticità come
;
a
Studio in banda g ( da 4000 a 6000 Å) e in banda r (da 6000 a 8000 Å )
Evidenza della presenza di barra in galassia C
•Costruzione del profilo di brillanza
•Approssimazione del profilo tramite curve empiriche per determinare i
parametri  e e  D che ci permettono di determinare la magnitudine di
bulge e la magnitudine di disco.
•Avevamo a disposizione due modelli per il bulge ed un modello per il
1


disco:
4


R
De Vauc. b   e  8,325   1
Re 


Exp.
Freeman
R


b  e  1,824  1
 Re 
R
 D   0  1,085 
h

bulge
disco
Appr. De
Vauc.
Appr.
espon.
Sintesi di popolazione
La sintesi di popolazione consiste nel combinare linearmente una
serie di spettri di diverse stelle di riferimento, in maniera da
riprodurre lo spettro osservato di una galassia.
F
F
I quattro spettri stellari utilizzati per la sintesi venivano da stelle
di classe O 9.5, A 7, K 0, M 1 sono stati presi da
Jacoby et al. (1984).
Risultati morfologia
Magnitudini di bulge
De Vauc.
mb  e  5LogRe  3,39
Magnitudine di disco
Exp.
mb  e  5LogRe  2,69
mD   D  5Logh  2
T = -5 → E
T = -3 → E /S0
T = -2 → S0
T = 0 → S0/Sa
T = +1 → Sa
T = +2 → Sab
T = +3 → Sb
T = +4 → Sbc
T = +5 → Sc
Risultati sintesi di popolazione
Galassia A
Galassia C
Galassia B
Galassia E
Galassia D
Conclusioni
La galassia A mostra una percentuale di popolazione giovane maggiore delle altre.
Probabilmente questa presenza di stelle giovani potrebbe essere il segnale di una
ulteriore generazione di stelle causata dall’interazione gravitazione tra la galassia
stessa e la galassia F.
Pur essendo una galassia ellittica, la galassia D presenta praticamente la stessa
percentuale di stelle giovani delle galassie a spirale. La percentuale di stelle giovani
dovrebbe essere meno significativa.
Una possibile soluzione è legata al fatto che stiamo parlando di un gruppo di
galassie ed i loro moti relativi, generati dal legame gravitazionale che caratterizza
ogni gruppo, potrebbero portare alla generazione “anomala” di nuove stelle.
Un’altra, e più intrigante, possibilità consiste nel fatto che si pensa che la fusione di
due galassie a spirale possa portare ad una galassia ellittica o S0. Sarà il caso della
nostra galassia D?
Bibliografia
1.
Mark H. James & al., 2004, An Introduction to galaxies and cosmology,
Cambridge University Press;
2.
Relazione sullo stage ad Asiago 8-11/02/2006 POLO di VERONA
“Sintesi di popolazione stellare nelle galassie Ngc 3193 e Ngc 5676”;
3.
L. Rosino, 1979, Lezioni di astronomia, edizioni Cedam – Padova
4.
www.sdss.org;
5.
Jacoby et al. « A library of stellar spectra » ApJS 56 pp 257-281 1984;
6.
Simien e de Vaucouleurs “ Systematics of bulge-to-Disk ratios” ApJ 302 pp
574-578 1986;