Orbite:
Interazioni traOverview:
galassie Principali proprieta’ oservative delle galassie
1)
1)
Tempo
Frizione
1) didinamica
rilassamento
Componentiedelle
campo
galassie
medio
2)
2)
Orbite
Sezioni
2) ind’urto
potenziali
Morfologia
e tempi
pre-assegnati
di interazione per aggregazioni
3)
binarie
Orbite
3) in simm
Distribuzione
assiale, epicicli
e profili di brillanza
4)
3) freq.Effetti
di Lindblad,
4) sullaSpettri,
funzione
struttura
Proprieta’
dia massa
spirale
di emissione, Colori
5)
4) Orbite
La in
dipendenza
5)potenziali
Funzioni
temporale
non-simm.
di Luminosita’
e espaziale
3D
delle interazioni
6)
Gruppi, Ammassi e LSS
Equilibrio
1) TeoremaRelazioni
di Boltzmann
globali
2) Equazione
1) di Jeans
il piano fondamentale, relazione di Kormendy
3) Teorema2)
di Jeans
le erelazioni
teoremadidel
Tully-Fisher
viriale
e Faber-Jackson
4) Equilibrio
3) Idrostatico
Leggi di scala globali per la formazione stellare
5) Applicazioni:
4) -Applicazioni
misura profili di massa
in galassie ellittiche e ammassi
N. Menci
- misura di masse con il teorema del viriale
INAF-Osservatorio Astronomico di Roma
dark matter in ammassi di galassie
- profili di densita’ di sistemi non collisionali
Astrofisica delle Galassie
PARTE 1: LE PROPRIETA’ DELLE GALASSIE LOCALI
PARTE II: LE GALASSIE AD ALTO REDSHIFT
LA FORMAZIONE DELLE GALASSIE IN CONTESTO COSMOLOGICO
La statistica
Richiami
di Cosmologia
e l’evoluzione degli aloni
Modeli
1)La
distribuzione
di Friedmann
di massa
Robertson
di Press
Walker
& Shechter
La Le
2)
materia
probabilita’
osciuradiinmerging
cosmologia
e tempi di sopravvivenza
3) Merging Trees
Overview: Proprieta’ osservative galassie lontane
1) Morfologia
Processi
barionici in aloni di materia oscura
Astrofisica
delledelGalassie
2) Clustering radiativo
1)Raffreddamento
gas: raggio e tempo di cooling
3) Dimensioni
2)Origine
e formazione dei dischi
4) Distribuzioni
3)Formazione
stellare,
di luminosita’
feedback da
e colori
Supernovae
4)Merging e starbursts
Formazione di strutture cosmiche
1) Perturbazioni:
Modelli
N-body espettro
semi-analitici
ed evoluzione lineare; dissipazione
2) Evoluzione
1)Risultati
e confronto
quasi-lineare:
con lel’origine
oservazioni
delle LSS
3) Evoluzione
2)Il
quadro attuale
lineare:
dellaModello
formazione
Sferico
delle
e proprieta’
galassie indegli
contesto
alonicosmologico
3)Problemi aperti
PARTE 1: LE PROPRIETA’ DELLE GALASSIE LOCALI
PARTE II: LE GALASSIE AD ALTO REDSHIFT
LA FORMAZIONE DELLE GALASSIE IN CONTESTO COSMOLOGICO
Overview: Principali proprieta’ oservative delle galassie
1)
Componenti delle galassie
2)
Morfologia
3)
Distribuzione e profili di brillanza
4)
Spettri, Proprieta’ di emissione, Colori
5)
Funzioni di Luminosita’
6)
Gruppi, Ammassi e LSS
Relazioni globali
1)
il piano fondamentale, relazione di Kormendy
2)
le relazioni di Tully-Fisher e Faber-Jackson
3)
Leggi di scala globali per la formazione stellare
4)
Applicazioni
Orbite:
1)
Tempo di rilassamento e campo medio
2)
Orbite in potenziali pre-assegnati
3)
Orbite in simm assiale, epicicli
4) freq. di Lindblad, struttura a spirale
5) Orbite in potenziali non-simm. e 3D
Equilibrio
1) Teorema di Boltzmann
2) Equazione di Jeans
3) Teorema di Jeans e teorema del viriale
4) Equilibrio Idrostatico
5) Applicazioni: - misura profili di massa
in galassie ellittiche e ammassi
- misura di masse con il teorema del viriale
dark matter in ammassi di galassie
- profili di densita’ di sistemi non collisionali
Interazioni tra galassie
1)
Frizione dinamica
2)
Sezioni d’urto e tempi di interazione per aggregazioni bina
3)
Effetti sulla funzione di massa
4)
La dipendenza temporale e spaziale delle interazioni
Richiami di Cosmologia
Modeli di Friedmann Robertson Walker
La materia osciura in cosmologia
Overview: Proprieta’ osservative galassie lontane
1)
Morfologia
2)
Clustering
3)
Dimensioni
4)
Distribuzioni di luminosita’ e colori
Formazione di strutture cosmiche
1) Perturbazioni: spettro ed evoluzione lineare; dissipazione
2) Evoluzione quasi-lineare: l’origine delle LSS
3) Evoluzione lineare: Modello Sferico e proprieta’ degli aloni
La statistica e l’evoluzione degli aloni
1)La distribuzione di massa di Press & Shechter
2) Le probabilita’ di merging e tempi di sopravvivenza
3) Merging Trees
Processi barionici in aloni di materia oscura
1)Raffreddamento radiativo del gas: raggio e tempo di cooling
2)Origine e formazione dei dischi
3)Formazione stellare, feedback da Supernovae
4)Merging e starbursts
Modelli N-body e semi-analitici
1)Risultati e confronto con le oservazioni
2)Il quadro attuale della formazione delle galassie in contesto cosmologico
3)Problemi aperti
Kant
William
fu il primo
Herschel
a sostenere
(1738-1822)
che l'evidente
anisotropia
usa specchio
nelladadistribuzione
48 cm di diametro
di stelle della
ViaCataloghi
Lattea poteva
di stelle
essere
(2500
spiegato
oggetti)
ipotizzando
che
Costruisce
il Sole si un
trovasse
modello
all'interno
della distribuzione
di un
sistema
delle stelle,
stellarestimando
di dimensioni
le distanze
finitecon
e
fortemente
l’assunzione
schiacciato.
che le stelle siano tutte di egual
luminosità
Bessel (1784-1864) misura la distanza di 61
Cygni con il metodo della parallasse annua
(1838): prima misura diretta
Dimensione galattiche -> milioni di volte le
dimensioni del sistema solare
Relazione Luminosita’-Periodo per le Cefeidi
(Leavitt 1922)
Gli ammassi globulari e la loro distribuzione
spaziale non centrata sul Sole
• Il modello della Via Lattea di Shapley
(1918)
• 1922 : la disputa sul modello della Via
Lattea tra Kapteyn e Shapley
L’assorbimento interstellare è più rilevante
di quanto pensato da Kapteyn e Shapley
(Trumpler 1930)
La Galassia
Disco galattico, piano galattico, coordinate galattiche
R_Sole =8.5 Kpc
I(r )=I0exp(-r/Rd)
GM (r )
v rF 
r
2
c
Rd=3.5 Kpc => R_Sole fuori dalla regione che contine 70 % luce
vc (R_Sole)=220 km/s
Massa disco = 6 1010 Mʘ
Luminosita’ disco= 1.2 1010 Lʘ
Spessore disco minore (200 pc) per stele OB (giovani e massive)
=> irregolarita’ nel disco e nei bracci a spirale induce moto random
Nucleo (sferoide)
Stelle con approx. stessa eta’ e composizione chimica
Stessa cinematica (no rotaz., vel. random)
Contribuisce al 15-20 % della lum. Totale delle Galassia
vr  v( R) cos( )  v0 sin l
Quando P coincide con T (punto tangente):
1) =0; 2) vr e’ max
Oort, Westerhout & Kerr 1958
Rotazione differenziale del disco
v( R)  vr  v0 sin l
Le collisioni tra stelle sono rare
Moto in potenziale medio
   ( 2r )
2
N  10 stelle
11
d  1kpc R  10kpc  n  0.3 pc
3
  1 / n  1.510 cm  510 pc
33
14
   / v  510 pc /( 40km / s)  10 yr
14
2
19
La via Lattea e le Nubi di Magellano
D=60 kpc dal Sole
Il dibattito Shapley-Curtis
La soluzione della controversia
Hubble:
ha identificato una Cefeide variabile in
M31
(gia' un grande risultato osservativo)
ha utilizzato la brillanza apparente e la
relazione periodo-luminosita'
ha calcolato la distanza D di M31
D = 2·106 LYs
Edwin Powell Hubble (1889-1953)
NATURA EXTRA-GALATTICA
(...e M31 e' solo la piu' vicina!!!)
D≈700 kpc
La nostra Galassia e quella di
Andromeda fanno parte di un sistema
chiamato Gruppo locale.
La galassia Whirlpool; M51
Image Credit: NASA and The Hubble Heritage Team (STScI/AURA) Acknowledgment: N. Scoville (Caltech) and T. Rector (NOAO)
La struttura a spirale e' evidenziata da
complessi di regioni HII giganti illuminate
(per fluorescenza) da stelle OB
Vita di una Galassia: ~ 1010 anni
Vita di una stelle OB: ~ 106 anni
Formazione continua di
nuove stelle
vorb  200  300 km / s
Nearly circular orbits
GM (r )

v rF 
r
r
r
M total  1012 M ʘ
2
c
M puntiforme al centro
vc  GM r
Kepleriana
1/ 2
Sfera uniforme M=(4/3)  r3 
4G
vc 
r
3
Redshift
vobs  v sin( i)
  1    0   V / c   1 -  2
  c /   1    c / 0  0  1    
  0
z
0
V 1  z   1

c 1  z 2  1
2
1V / c
V
z
1 
c
1V / c
Per V<<c
z<<1
GM (r )

v rF 
r
r
r
GM
v 
r
2
c
2
c
Potenziale generato da stelle e gas nel disco

2
0
0
( x)   G  (r ' )r ' dr ' 
d
x  x'
Dischi delle spirali
(mediati in cerchi per eliminare la struttura a spirale)
vc / GM / rd
I (r )  I 0 exp[  (r rd )]
0.8
Schweizer
0.6
0.4
r -1/2
0.2
2
4
6
8
10
r / rd
Riprodotta da
Binney & Tremaine fig.2-17
NGC 6946 from Digital Sky Survey
Blue=Westerbork Synthesis Radio Telescope 21
cm image of Neutral Hydrogen
HI molto piu’ esteso del disco stellare
Le misure della velocita’ di rotazione di gas
neutro orbitante in galassie a spirale
(osservabile nel radio grazie alla riga a 21
cm) mostrano infatti che anche la gravita’
che opera nelle galassie e’ determinata da
una massa maggiore (di decine di volte) di
quella osservata in gas e stelle.
NGC 2403
Le polveri assorbono gran parte della
emissione blu ed ultravioletta e la
riemettono a lunghezze d’onda maggiori.
A seguire, si mostra l’immagine ottica di
Centaurus A (con la sua cintura di polveri)
e quella infrarossa, dove l’emissione
proviene principalmente dalla zona dove
orbitano le polveri.
Mantello: materiale ghiacc. (CO2 H2O NH2)
Nucleo: Ferro, Silicati, Graphite.
+
PAHs (polyclyclic aromatic hydrocarbon)
Anelli di benzene
emissione caratteristca osservata
In HII, AGB stars, galaxies
L’estinzione decresce approssimativamente con1/
Grani di polvere di dimensione 10-6 cm
Lunghezze d’onda maggiori non sono attenuate
Densita’ gas ≈ 1 (0.001- 1000) atomo cm3
Polveri: 1 % massa del mezzo interstellare
1012 particelle di gas per ogni grano di polveri
Probabilmente prodotte negli envelopes attorno a stelle supergiganti.
Extinction
m - M = 5 log d - 5 + A
Fitzpatrick 2004
IR emission from local
diffuse ISM
Dust heated by local
diffuse interstellar
radiation field
Un galassia
ellittica gigante
(M87). Le
galassie
ellittiche sono
povere di gas e
hanno scarsa o
nulla
formazione
stellare. Sono
ricche di stelle
evolute.
M stelle  1012 M ʘ
Moti disordinati
Le galassie ellittiche contengono comunque
gas caldo (~106 K) molto tenue (meno di 1
atomo per litro) che emette per
bremsstrahlung e osservabile in raggi X.
h
1  kT
s( ) 
e
kT
Magnitudini
MQ=-2.5 log10 L + const
Q=banda: U=3650 A, B=4400, V=5500, R, I, J, K
magn. apparente
mSirioV=-1.45
R=bandpass
g =spettro di riferimento:
AB : g=3631 Jy (1 Jy=10-26 W m-2 Hz-1)
Vega: spettro stella Vega
Magn. Assoluta:
magn. che l’oggetto avrebbe
ad una distanza di 10 pc
MʘV=4.83
MSirioV=1.41