STAR FORMATION RATE E MORFOLOGIA DELLE GALASSIE formazione stellare tecniche osservative correlazioni morfologiche Simone Callegari, Esame di Astronomia Extragalattica, 21 Aprile 2005 FORMAZIONE STELLARE Collasso di una nube autogravitante r M, r, n, P, T Se la dimensione di una nube è superiore a quella percorsa da un’onda di pressione e densità nel tempo di free fall, essa non sarà in grado di rispondere dinamicamente alle perturbazioni e rimanere in equilibrio. Gli urti fra atomi o molecole possono tradursi in eccitazioni dei livelli elettronici. Se l’elettrone eccitato perde energia emettendo fotoni, e questi non vengono riassorbiti dal gas, si ha una perdita netta di energia e quindi raffreddamento della nube. Questo meccanismo è fondamentale, in quanto per avere formazione di stelle è necessario rompere l’equilibrio viriale tramite cooling del gas: HI g Infatti: M Jeans L 3 Jeans H2 g 1/ 2 T r r 3 1/2 M Jeans stelle 3T 1T T 2 r 2 r 3/2 r 3 T 1 r M Jeans M Jeans 2 T 2 r All’aumentare della densità, la nube può reagire in due modi: - se MJeans aumenta, si ritorna in condizioni stabili - se MJeans diminuisce, si ha instabilità, collasso e frammentazione Supponendo per il gas un comportamento politropico, si ha: Tr g 1 T r = (g 1) T r Quindi: M Jeans 1 r 3 = M Jeans g 1 2 r 2 Abbiamo dunque stabilità se g > 4/3 , e instabilità altrimenti. Ricordando che g = 5/3 è la legge per una trasformazione adiabatica e g = 1 quella per una isoterma, vediamo che, come anticipato, l’instabilità si può avere solo se il gas irraggia l’energia termica che ne impedirebbe il collasso. La frammentazione si arresterà eventualmente alla scala a cui la nube non può più raffreddarsi perché opaca ai propri fotoni. IMF e tempo di main sequence Non è ancora certo con quale distribuzione di massa nascano le stelle, né quali ne siano i limiti. Le funzioni di massa iniziale (IMF) più comunemente usate sono la Salpeter: dN M dM , 2,3 oppure la Scalo, con pendenza diversa nei vari range di massa, e meno ricca in stelle molto massive. Da modelli di equilibrio stellare si ha inoltre che stelle più massive hanno una maggior temperatura superficiale e un minor tempo di vita sulla sequenza principale: t MS M 2.5 Ad esempio, una stella come il Sole ha tMS dell’ordine di 7 Gyr, mentre una stella di 15 masse solari ha tMS di 10 Myr. Poiché inoltre le stelle emettono pressoché come corpi neri perfetti, le più massive, benché meno numerose, domineranno la luminosità delle zone in cui si sono formate per un tempo comparabile con la loro vita di main sequence. In particolare, per stelle di masse inferiori a quelle del Sole: 5.5 L 1035 M / M erg/s mentre per stelle molto massive: 35 L 10 M / M 3 erg/s Quindi, se la funzione di massa ha forma universale, sarà possibile trovare stelle massive in regioni in cui il processo di formazione stellare (SF) si è arrestato da non più di qualche milione d’anni. Viceversa, la fisica delle zone di alta SF sarà dominata da esse: vi sarà un intenso campo di radiazione UV, un elevato flusso ionizzante, shock dovuti alle esplosioni di supernova con conseguente arricchimento del mezzo interstellare. Partendo da queste considerazioni sono stati individuate le tecniche osservative più efficaci per individuare queste zone e studiarne le caratteristiche. Fotoionizzazione Mentre è necessario il raffreddamento del gas perché questo possa formare stelle, una volta innescato il processo di SF il mezzo interstellare viene riscaldato e ionizzato. All’equilibrio si avrà: F nHI d v = rec ne n p h 0 rec 10-13cm -3s -1 v 1017 cm 2 e se si indica con x la frazione di gas ionizzato, si ottiene: x2 1 = (1 x ) rec nH 0 F h In questo modo, stabilendo il grado di ionizzazione e la densità di una nube, è possibile ricavare la luminosità e temperatura delle stelle nell’ambiente, e quindi anche stimare il massimo tempo che può essere trascorso dalla loro formazione. Poiché il gas ionizzato ha una certa probabilità di ricombinazione, si può anche determinare la dimensione massima della regione che è possibile ionizzare dato un certo flusso. Per trovare tale raggio (detto raggio di Stroemgen) basta uguagliare il rate di ricombinazione con quello di emissione e assorbimento dei fotoni ionizzanti. Se L è la distribuzione di luminosità alla superficie della stella, si ha: RS 0 L N HI r dr N HI d v e = h 0 RS dr 4 r 2 rec N e N p 0 1/ 3 L 3 RS = d 4 N H2 rec h 0 Per densità e dimensioni arbitrarie della nube, si distinguono: - caso A: la nube è otticamente sottile ai fotoni da ricombinazione - caso B: la nube è otticamente spessa, gli elettroni riassorbono i fotoni e riemettono su tutta una serie di frequenze sino a tornare allo stato fondamentale dal 2P o 2S. In particolare la transizione da 3S a 2S dà origine all’H, una delle più importanti righe di emissione in zone di SF. Un altro risultato importante è la proporzionalità fra il flusso emesso in una certa riga e il flusso ionizzante proveniente dalle stelle massive. Infatti la luminosità emessa, ad esempio, in H, sarà: R LH = h H dr N H2 x 2 eff 4 r 2 0 e, confrontandola con le precedenti, si ottiene: LH / h H d L / h eff = rec 0 Si ha inoltre l’equazione di Saha dal rapporto fra le probabilità di occupazione dei livelli elettronici secondo Boltzmann, dopo aver integrato nello spazio dei momenti, che dà informazioni su T: ne n p nHI 2 gi - E [ ion ] / kT 3/ 2 = 3 e 2 me kT h gn Star formation indotta Se una nube è immersa in un ambiente ad elevato tasso di formazione stellare, in essa si può innescare formazione di altre stelle indotta dall’ambiente stesso. Partendo da una condizione di equilibrio: 4 r 2 dP = GMdM / r 2 dM dP Psurface 3 r Pin VdP = M cloud 0 GMdM r 3Vcloud Psurface 2U = Poiché Vcloud R3 mentre Psurface R1, otteniamo: A( M cloud , Tcloud ) B( M cloud ) = 3 R R4 La pressione nel mezzo interstellare può aumentare a causa di vari processi: fotoionizzazione, esplosione di supernove, vento stellare. Se la dimensione della nube è superiore a una certa lunghezza caratteristica, a una contrazione corrisponde un aumento di pressione interna che bilancia la pressione dell’ambiente. Se R è inferiore al raggio critico (il punto di massimo della curva), la nube non è in grado di contrastare le sollecitazioni dovute alle esplosioni di supernova e inizia il collasso indotto. Psurface Si ottiene un risultato del tutto analogo a quello di Jeans. Psurface A( M cloud , Tcloud ) B( M cloud ) = 3 R R4 R TECNICHE OSSERVATIVE Traccianti dello SFR - Colori integrati - Continuo UV - Continuo FIR - Righe spettrali: da ionizzazione e ricombinazione da transizioni proibite Traccianti del gas - 21cm (idrogeno neutro) - CO (idrogeno molecolare) Colori integrati Tramite modelli di sintesi ed evoluzione stellare si genera lo spettro per una popolazione coeva di stelle. Popolazioni di età diverse possono essere combinate linearmente e pesate sulla IMF in modo da ottenere spettri per una galassia con formazione stellare arbitraria. Il continuo visibile è dominato da stelle di tipo intermedio. Stelle giovani contribuiscono solo a parte del flusso in blu. Non si ha quindi una relazione lineare fra SFR e (U - V). Questa tecnica consente di comparare lo SFR medio in campioni di galassie quando non è richiesta grande precisione. E’ soggetta a forti errori dovuti a: - arrossamento da polveri - gradienti di abbondanza metallica - variazioni nella IMF all’interno della galassia All’aumentare di (U-V), il rapporto SFR/L cresce maggiormente in bande più blu Per colori rossi, anche la parte blu dello spettro è dominata da stelle vecchie, e (U-V) è poco correlato a SFR Da Kennicutt 1998 Continuo UV Un comportamento più lineare in funzione dello SFR può essere recuperato nell’ultravioletto, dove il contributo di stelle di meno di 5 masse solari è trascurabile. Il range considerato è fra 125 e 250 nm, per evitare gli effetti del Lyman break. Kennicutt (1998) dà una conversione pressoché costante: SFR(M yr -1 ) 1028 L (erg s-1 Hz -1 ) ottenuta per una IMF alla Salpeter tramite modelli di sintesi. Rispetto alle tecniche che impiegano i colori convenzionali, aumentano le incertezze dovute all’estinzione (maggiore ad alte frequenze) e alla forma della IMF. Continuo FIR Regioni di intensa formazione stellare sono anche sedi di frequenti e violente esplosioni di supernove, con conseguente elevata concentrazione di polveri interstellari. Una frazione consistente della luminosità bolometrica della regione viene quindi assorbita dalle polveri e riemessa nell’infrarosso, nel range 10 - 300 mm Si possono osservare due componenti in questa banda: una più calda (attorno i 60 mm) associata proprio alle polveri in zone ad alto SFR, e una più fredda (più di 100 mm) dovuta al campo di radiazione interstellare. I fattori determinanti per la conversione LFIR / SFR sono: - lo spessore ottico della polvere - il contributo termico dovuto al campo di radiazione di stelle vecchie Si ha elevato spessore ottico e riscaldamento trascurabile da stelle vecchie, ad esempio, negli starburst nucleari delle IR-luminous galaxies. In questo limite vale la relazione (derivata da modelli di sintesi assumendo che la luminosità FIR dia una misura bolometrica della luminosità di starburst): SFR(M yr -1 ) 5 1044 LFIR (erg s-1 Hz -1 ) Nei bracci delle galassie a spirale lo spessore ottico è molto variabile da regione a regione, rendendo impossibile ricorrere a ipotesi così semplici. Nelle spirali early si possono osservare elevate luminosità FIR e basse luminosità UV e H. E’ molto importante separare il contributo del bulge e quello del disco, proprio perché le diverse condizioni fisiche conducono a differenti fattori di conversione fra FIR e SFR. NGC 6946 in banda K (2,2mm) e in ottico Righe spettrali Una caratteristiche molto sensibile al tipo di Hubble di una galassia è la presenza e l’importanza dellle righe di emissione nel suo spettro. OII H OIII SII Da Kennicutt 1998 Righe di ricombinazione Il flusso ionizzante che determina l’importanza delle righe di ricombinazione è dato sostanzialmente da stelle di > 10M e con vite inferiori ai 20 Myr. Per determinare lo SFR si utilizza in genere la larghezza equivalente della riga H (656.3 nm), ottenuta sottraendo al flusso della riga il flusso del continuo circostante. In questo modo si ottiene informazione sullo SFR istantaneo della galassia, senza contributi dalla precedente storia di formazione stellare. Per righe di ricombinazione nel caso B si ha la calibrazione: SFR(M yr -1 ) 8 1042 LH (erg s-1 ) NGC 6946 in ottico e in H. Questo metodo ha il vantaggio di essere fortemente sensibile allo SFR e di sfruttare direttamente l’accoppiamento fra il flusso ionizzante delle stelle più massive e la fisica del loro ambiente. Le principali fonti di incertezza nell’utilizzo del flusso H sono: - sensibilità a estinzione e IMF - possibilità di fuga della radiazione ionizzante Per evitare il problema dell’estinzione si ricorre alla misura di righe di ricombinazione nell’infrarosso, che sono poco affette da assorbimento. Esse però hanno flussi assai inferiori a quello dell’H. Le stime sulla frazione di radiazione che sfugge alle zone di star formation vanno dal 3% sino a oltre il 90%. La forte dipendenza dalla geometria della singola regione può essere aggirata, e la percentuale della radiazione persa ridimensionata, se si considera che ciò che interessa ai fini delle osservazioni è la frazione di radiazione che sfugge all’intera galassia. Transizioni proibite Per osservazioni ad alto redshift è necessario servirsi di traccianti della formazione stellare a piccole lunghezze d’onda. La più intensa riga nel blu è quella dell’OII, un doppietto di transizione proibita, in particolare: 2 D3/ 2 4 S3/ 2 =372.6nm 2 D5/ 2 4 S3/ 2 =372.9nm Le righe proibite non sono direttamente accoppiate con la luminosità ionizzante, ma possono essere calibrate su campioni di cui si conosce, ad esempio, anche la larghezza equivalente H: -1 41 -1 SFR(M yr ) 10 LOII (erg s ) Il fattore di conversione può variare in funzione dell’abbondanza degli elementi nel gas, dell’assorbimento (che affligge l’OII più dell’H), e dello stato di ionizzazione del gas. Traccianti del gas Idrogeno molecolare e CO Il passaggio alla fase molecolare ( T 20K, n>100cm-3 ) è parte del processo di cooling che porta dalle nubi di HI alla formazione delle stelle. A causa della simmetria della molecola, però, l’idrogeno molecolare non può emettere come dipolo. La seconda molecola più abbondante nell’ISM è il CO, che è anche il principale responsabile del cooling per temperature attorno ai 10 K . Si ha in genere n(CO) 10-4 105 n( H 2 ) e poiché questa molecola ha un momento di dipolo permanente, può fare cooling con transizione fra gli autostati rotazionali, fino alla transizione più bassa, J=1 0 , con energia di 5,5 K (115 Ghz) . Idrogeno neutro L’idrogeno atomico (neutro) è rilevabile in radio a 21cm, corrispondenti alla transizione di spin-flip dell’elettrone in interazione con il protone. Se A21 è il coefficiente di emissione spontanea per la transizione ( 2,87 10-15 s-1 ), e considerando che lo stato a spin paralleli ha peso statistico 3 (tripletto), mentre lo stato di arrivo 1 (singoletto), si può ricavare la massa in HI: (3 1) L21cm mH H = mH 3 A12 h 21cm T (K) n (cm-3) stato H2, CO 20 - 50 103 - 105 molecolare HI 100 1 - 102 atomico HII 10000 1 ionizzato CORRELAZIONI MORFOLOGICHE Seguendo la classificazione estesa di Hubble (Ellittiche, Spirali, Spirali barrate, Irregolari), si nota come non solo la morfologia qualitativa, ma anche i parametri strutturali e fisici delle galassie varino con continuità da un tipo all’altro. Galassie early-type sono in media più rosse di quelle late-type. In particolare, nel passaggio da ellittiche a spirali si nota un decremento degli indici di colore (indici di colore più bassi denotano spettri più blu), mentre fra le galassie più late <(B - V)> resta pressoché costante. Questo è sintomo del basso SFR che caratterizza le ellittiche rispetto alle spirali, ed è in accordo con la scarsa emissione H e la bassa concentrazione di gas osservata nelle prime. Le teniche descritte concordano, nelle varie survey, a dare SFR virtualmente nulli in ellittiche e S0, sino a 1000M yr 1 in spirali con forti starburst. M87 M74 All’interno delle galassie a spirale si individuano due diverse regioni in cui è possibile trovare un elevato SFR, in associazione a condizioni diverse: - formazione stellare nel disco: la produzione di stelle si innesca all’interno dei bracci a spirale, oppure la formazione dei bracci avviene per gli stessi meccanismi di instabilità dinamica che favoriscono la star formation M51: in alto immagine ottica, a destra in banda H (rosso) e Hb (verde). - starburst circumnucleare: associato a un’elevata luminosità IR del bulge e forse alla presenza di barre e instabilità da interazioni mareali NGC7771: in alto, immagine nel visibile (HST); a destra, in banda K (Reunanen et al. 2000). SFR nel disco Da Kennicutt 1998 Poiché lo spettro continuo dà una misura della massa in stelle prodotta dalla galassia nel passato, la larghezza equivalente H può essere messa in relazione con il birth-rate parameter: b SFR / SFR > past Si nota che in generale b può assumere valori più elevati in tipi più late, ma è evidente anche un aumento nella dispersione. Le cause possono essere variazione nel contenuto di gas e interazioni mareali. Nelle spirali early vi può anche essere contaminazione dello spettro da parte del bulge, con diminuzione del netto H misurato. Nelle late, invece, la buca di potenziale meno ripida rallenta l’accumulo del gas e la SF, producendo così stelle a ritmo più lento e costante. Se si media lo SFR sulla densità colonnare, la dispersione aumenta, mentre il trend generale si fa più debole. Ciò è in parte dovuto alla maggiore estensione e minor brillanza superficiale dei dischi nelle galassie più late. Le galassie barrate non presentano differenze significative nello SFR del disco rispetto alle spirali. Legge di Schmidt Schmidt (1959) propose una legge di potenza che correla lo SFR con la densità di gas presente: SFR r n gas SFR n gas Se la formazione stellare avviene alla fine del processo a catena che porta dall’idrogeno atomico a quello molecolare e infine al collasso, ci si aspetta che questa legge leghi lo SFR alla densità colonnare di H2 . La correlazione (Kennicutt 1998a) è però quasi assente per spirali poco brillanti in B (in bianco), anche se migliora per quelle più luminose (in nero). Questo è in parte dovuto a variazioni nella metallicità e nella conversione CO/H2 . Si rileva anche una correlazione stretta fra densità colonnare di HI all’interno del raggio ottico della galassia e SFR. Ciò può essere dovuto essenzialmente al fatto che lo schema a blocchi per la star formation trascura fenomeni che correlano direttamente lo SFR anche alla densità di idrogeno atomico, oltre che a quella di H2 . Viceversa, la densità di HI dipende in qualche misura dallo SFR, a causa della fotodissociazione delle molecole di H2 da parte delle stelle più giovani e massive. Ne segue che è possibile individuare una correlazione più stretta sotto forma di legge di Schmidt fra la densità colonnare totale di gas (HI + H2) e lo SFR. Da Kennicutt 1998 Nel grafico le galassie sono suddivise per morfologia: Sa-Sab sono triangoli, Sb-Sbc cerchi vuoti, Sc-Sd cerchi pieni, la croce è una Irr. Le linee tratteggiate sono rette a efficienza costante di conversione di gas in stelle, espresso in frazioni della massa di gas per 108 yr. Gran parte della dispersione nella relazione è dovuta al fatto che entrambe le quantità sono mediate sull’intero disco, e alla variazione nel contenuto in gas anche fra galassie dello stesso tipo. Da Kennicutt 1998 I fit (calcolati con tecniche diverse) danno esponenti di 1,4 e 2,4 . In letteratura il primo valore è generalmente accettato come standard. Motivazioni fisiche Una legge di Schmidt con esponente di 1,5 o leggi simili possono essere giustificate sulla base di semplici considerazioni fisiche. Se da un lato questo può essere una conferma della validità della correlazione osservata, dall’altro ciò implica che la legge da sola non ci fornisce ulteriori informazioni sui processi specifici che intervengono nella produzione di stelle. 1) Ipotizzando che lo SFR sia direttamente proporzionale alla densità di gas disponibile, e inversamente proporzionale al tempo necessario per il collasso, si ottiene immediatamente: SFR r gas t freefall r gas Gr gas 1/ 2 r 1.5 gas 2) Considerando la correlazione fra presenza di bracci a spirale e SFR, si può ipotizzare che la formazione stellare sia favorita, durante il moto di rivoluzione del gas a frequenza W(R), dalla compressione periodica dovuta al passaggio di una perturbazione (spiral pattern) con Wspiral<< W(R) . Se allora SFR W( R) W spiral W( R) otteniamo SFR gas W( R) gasV ( R) / R e anche, per zone in cui la curva di rotazione si appiattisce, SFR gas R 1 3) E’ stata proposta (Boissier et al. 2003) una legge che combini la Schmidt con la precedente, per ottenere SFR R n gas 1 Soglia di densità critica: argomento di Toomre Ci sono evidenze (Kennicutt 1989, Martin & Kennicutt 2001, Boissier et al. 2003) del fatto che la formazione stellare può accendersi solo al di sopra di una densità di soglia del disco gassoso. Se una certa zona circolare del disco, di massa M = 0 R 2 subisce una contrazione dell’ordine di , si ha un aumento di pressione p p0 c 2 sound r e quindi una forza per unità di massa diretta verso l’esterno di p 2 csound Fout = r R Questo aumento di pressione andrà confrontato con l’aumento di forza di autogravitazione, diretta verso l’interno della sovradensità. La forza gravitazionale sarà data da Fin GM R 2 G 0 Si ha quindi stabilità se 2 csound Fin Fout R G0 Se consideriamo anche la rotazione propria della sovradensità, abbiamo un’ulteriore contributo alla stabilità dato dall’incremento di forza centrifuga per unità di massa Frot W2 R con l’ulteriore condizione di stabilità G 0 R > 2 W Combinando i due risultati, si ottiene una stima della condizione affinché si abbia stabilità a tutte le scale: csound W >1 G 0 La quantità a sinistra viene generalmente indicata con Q (detto parametro di Toomre). Un risultato analogo vale anche per dischi stellari e non gassosi. Si può scrivere un’espressione più utile osservativamente in termini della densità colonnare di soglia utilizzando la frequenza epiciclica 1/ 2 V R dV W = 1.41 1 R V dR con la quale si ha, per curve di rotazione piatte (Kennicutt 1989): 2 1 thres ( M pc ) 0.6 V (km s ) / R(kpc) Correlazione tra SFR e struttura a spirale 1) Bracci e SF nascono dalla stessa instabilità Una teoria dinamica che correla la presenza di bracci e un elevato SFR parte dall’instabilità di Toomre. Se una zona del disco collassa e innesca formazione stellare, la perturbazione può estendersi a raggi più piccoli e più grandi, acquistando la forma a spirale a causa della rotazione differenziale. M33: immagine ottica e, a destra, H in rosso Galassie con bracci ben delineati dovrebbero avere SFR più elevati globalmente, oltre che localmente. In quest’ottica, i filamenti di gas che costituiscono lo scheletro dei bracci a spirale si formano dal propagarsi della perturbazione dovuta alle grandi regioni ad alto SFR situate a metà della loro lunghezza. NGC300 2) La SF si concentra nei bracci a spirale Un’altra forte evidenza osservativa è la scarsa correlazione fra la definizione e importanza dei bracci e lo SFR mediato sul disco. Se la formazione stellare è correlata alla densità del gas, è possibile che l’elevato SFR locale riscontrato lungo i bracci sia legato solo all’accumulo di gas costituente le onde di instabilità, senza che ciò si traduca in un aumento globale della produzione di stelle. Da Elmegreen & Elmegreen 1986 SFR( M 51) 0.24M yr 1 A sinistra: M51 in ottico e in H. Lo SFR segue l’onda di densità dei bracci a spirale. A destra: NGC4414, in ottico e in H. La distribuzione del gas è più uniforme e lo SFR distribuito nell’intero disco. SFR( NGC 4414) 1M yr 1 Star formation circumnucleare La seconda regione dove è possibile trovare elevato SFR è nel nucleo delle spirali. Lo starburst in questa regione di elevata densità è per lo più oscurato, ed è rivelabile in FIR dove emettono le polveri riscaldate dalle stelle massive e dalle supernove. In figura (da Kennicutt 1998), oltre a dati di galassie luminose in IR, è mostrata una linea continua indicante un rapporto M / L tipico della Milky Way, mentre la linea tratteggiata dà la luminosità limite per una galassia che converte il 100% della propria massa gassosa in stelle in un tempo dinamico. E’ evidente il carattere “estremo” dei parametri fisici di uno starburst nucleare. Al variare della morfologia, la luminosità totale IR mostra variazioni inferiori a quanto ci si aspetterebbe, invece, se essa seguisse l’andamento del flusso nel blu. Parte di questa differenza può essere spiegata in termini di riscaldamento delle polveri causato dal campo di radiazione delle stelle vecchie, ma nelle zone centrali (che nelle galassie early ospitano una più elevata frazione di gas molecolare) il flusso IR può anche essere prodotto da starburst fortemente oscurati, in cui non è possibile trovare segni di H . Da Devereux & Hameed 1997 Le caratteristiche fisiche degli starburst nucleari differiscono da quelle delle regioni di star formation del disco. Disco Nucleo Raggio (kpc) 1 - 30 0.2 - 2 SFR ( M yr 1) 0 - 20 0 - 1000 106 - 1011 106 - 1013 Tempo scala (Gyr) 1 - 50 0.1 - 1 Densità del gas ( M pc 2) 1 - 100 102 - 105 0-2 0 - 1000 0 - 0.01 1 - 1000 Luminosità bol. ( L ) Spessore ottico SFR ( M yr 1kpc 2) L’elevata densità e le piccole dimensioni si traducono in un abbreviamento dei tempi scala e in un aumento delle densità colonnari, in accordo con la legge di Schmidt. E’ possibile unire i dati relativi a entrambe le regioni: sia per una legge del tipo SFR ngas , sia per una forma SFR gas W( R) , i punti giacciono attorno alla stessa retta (nel primo caso, con n=1.4). In realtà è necessario considerare anche i due diversi metodi impiegati per la determinazione dello SFR nei due campioni; un errore nella conversione da CO o dall’emissione FIR potrebbe modificare l’offset relativo dei punti portando a un incremento o decremento dell’esponente nella legge di Schmidt. Da Kennicutt 1998 La legge SFR gas W( R) può anche essere scritta come SFR gas / t dyn dove si identifica il tempo dinamico con il periodo di rotazione al raggio mediano della formazione stellare. Una legge di questo tipo implica che la regione trasforma una frazione fissata del proprio gas in stelle ad ogni rivoluzione. E’ da notare che, poiché la pendenza della legge di Schmidt è superiore a 1, che è il coefficiente angolare delle rette a efficienza costante, maggiori sono le densità alle quali si verifica la formazione stellare, maggiore è l’efficienza di conversione del gas in stelle. Se si considera il secondo tipo di legge, la stessa conclusione deriva dai tempi dinamici più brevi che caratterizzano le regioni nucleari e ad elevata densità. Questa non linearità si traduce anche nel carattere di starburst tipico delle zone nucleari, in contrasto con lo SFR costante o in aumento (b > 1) dei dischi delle galassie più late, meno densi in gas, con potenziali meno profondi e tempi dinamici più lunghi. SF nucleare e morfologia globale Nuclei con spettri tipici delle regioni HII sono più frequenti fra le spirali late. D’altra parte, le luminosità H dei nuclei (corrette per l’estinzione) sono più elevate nelle spirali early. Varie cause possono concorrere determinare queste tendenze: a - ci si attende che il flusso H sia superiore nelle spirali early per definizione, avendo esse un bulge più prominente - più grande e massivo è il bulge, maggiore sarà il suo spessore ottico; questo può portare a effetti di oscuramento e quindi a una sottostima del numero di spirali early con starburst nucleare Effetto delle barre Mentre le barre non sembrano favorire lo SFR nel disco, come anche la presenza di bracci ben tracciati, esse sembrano correlate con lo starburst centrale. E’ probabile che le barre si formino per destabilizzazione del gas, con conseguente caduta verso il centro galattico e innesco (o alimentazione) di un violento processo di formazione stellare. Ho et al. (1997) notano che l’incidenza di nuclei con starburst (e, incidentalmente, di AGN) è di poco superiore nelle galassie barrate rispetto a quelle semplici. Tuttavia le barre nel loro campione sembrano favorire almeno una maggior efficienza nella formazione stellare nucleare, come si vede dalle più elevate EW(H). Da Ho et al. 1997 (anche pag. prec.) NGC1300 BIBLIOGRAFIA Binney & Tremaine, GALACTIC DYNAMICS, Princeton Mihalas & Binney, GALACIC ASTRONOMY, Freeman Kennicutt, 1998, ARA&A 36, astro-ph/9807187 Kennicutt, 1998 (a), ApJ 498: 541-552 Kennicutt, 1989, ApJ 344: 685-703 Elmegreen 2002, astro-ph/0207114 Devereux & Hameed, 1997, Astron. Journ., 113, 2 Ho, Filippenko, Sargent, 1997, ApJ 487: 591-602 Boissier, Prantzos, Boselli, Gavazzi, 2003, astro-ph/0309372 Elmegreen & Elmegreen, 1986, ApJ 311: 554-562