Un Universo di Galassie. Lezione 14

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1 Un Universo di Galassie Lezione 14

2 Schema della Lezione La famiglia delle galassie: classificazione morfologica. La scala delle distanze extragalattiche e la legge di Hubble. Massa e materia oscura. Ammassi di galassie. Il quintetto di Stefan Formazione ed evoluzione delle galassie. Struttura a grande scala. I buchi neri supermassicci nelle galassie. 2

3 Un Universo di Galassie 13 miliardi di anni di storia dell universo Porzioni di cielo in apparenza vuote contengono in realtà migliaia di galassie molto deboli e molto distanti. L immagine rappresenta l Hubble Deep Field che è un campo di 3 minuti d arco di lato su cui gli strumenti di HST hanno esposto per 11.3 giorni in totale! Si riconoscono galassie di vari tipi morfologici. Ellittiche Spirali Irregolari (alcune interagenti) 3

4 Galassie a Spirale Sono caratterizzate da: sferoidi (bulge) nucleari relativamente piccoli con stelle di popolazione II e stelle vecchie di popolazione I; dischi con braccia a spirale ricche di gas e polvere, con formazione stellare in corso e stelle giovani di popolazione I. barra Spirali barrate: sono i ~2/3 di tutte le spirali; hanno sferoidi nucleari allungati dai cui estremi si dipartono le braccia a spirale. 4

5 Galassie Ellittiche Le galassie ellittiche: sono costituite principalmente da uno sferoide; sono prive di dischi, hanno poco gas e polvere e nessuna formazione stellare in corso; le stelle sono in gran parte di popolazione II. Ellittica gigante M87: E1 Ellittica M59: E5 In genere gli sferoidi sono oblati (~sfere schiacciate) in contrapposizione a prolati (sfere allungate ~sigari). Le forme delle galassie ellittiche sul piano del cielo variano tra perfettamente circolari (E1) a fortemente ellittiche (E7; simili a palloni da rugby). 5

6 Galassie Irregolari e Peculiari Irregolari: la Grande Nube di Magellano Le galassie Irregolari non hanno un bulge riconoscibile o delle braccia a spirale. Sono un mix caotico di gas, polvere e stelle (popolazione I). Peculiari: la galassia "Antenna" Spesso sono galassie satelliti (! Grandi Nubi di Magellano). Spesso sono in interazione con dei compagni ed hanno una grossa formazione stellare (! galassia Antenna ). 6

7 La classificazione di Hubble Rotazione lenta Diagramma a Forchetta di Hubble Non è sequenza evolutiva! Spirali Normali Rotazione veloce Ellittiche o Irregolari Sferica Galassie Lenticolari Le S0/SB0 sono intermedie, a disco con sferoide ma nessuna struttura a spirale. Molto Ellittica Spirali Barrate Bulge grande, braccia a spirale molto avvolte Bulge piccolo, braccia a spirale poco avvolte 7

8 Look-Back Time Le distanze extragalattiche sono immense. Le distanze tipiche sono: ~10 6 pc = 1 Megaparsec (Mpc) tra le singole galassie; ~10 9 pc = 1 Gigaparsec (Gpc) tra gli ammassi di galassie. Poichè la velocità della luce è finita, possiamo osservare le galassie come erano milioni o miliardi di anni fa (1 Mpc ~ 3.26!10 6 anni luce). La distanza è convertita in tempo di look-back (sguardo sul passato). Osservando le galassie distanti è quindi possibile studiare la storia passata dell universo. 8

9 La Scala delle Distanze Le distanze extragalattiche sono misurate utilizzando vari indicatori. In genere si tratta di sorgenti con luminosità nota detti Candele Standard. Si misura il flusso osservato F per cui, noto L, la distanza D è data da F = L/4"D 2 Supernova di tipo Ia in una galassia alla distanza di ~10 miliardi di anni luce. Esempi: Variabili Cefeidi (relazione P-L), Supernove di tipo Ia (la curva di luce raggiunge al massimo una L ben definita). Questi sono solo due scalini nella scala delle distanze! Ogni passo è calibrato utilizzando quello precedente! 9

10 La Legge di Hubble Nel 1929 Edwin Hubble fece una delle scoperte più importanti nella storia dell Astronomia: le galassie distanti si allontanano dalla Via Lattea con una velocità di recessione proporzionale alla loro distanza. Legge di Hubble vr = H0 d vr è la velocità di recessione di una galassia in km/s; d è la distanza in Mpc; H0 è la costante di Hubble. Il suo valore attuale è H0 = 73 km s -1 Mpc -1 La determinazione accurata di H0 è stato uno dei grandi obiettivi dell astronomia degli ultimi 50 anni. 10

11 Distanze con la Legge di Hubble La velocità di recessione si determina dai redshift misurati. Lo spostamento doppler ("-"0) osservato ("-"0) è ovvero z = λ λ 0 λ 0 v r = c λ = cz λ 0 applicando la legge di Hubble cz = H 0 d = λ λ 0 = v r c Misurando il redhift cosmologico z di una galassia si può determinare la sua distanza. z si può facilmente misurare in modo accurato. L espressione che lega z a vr è valida solo per piccoli z. Il valore di H0 è noto solo con un accuratezza del 10% H0 ~70 km s -1 Mpc -1 11

12 La Distanza di M87 La galassia ellittica gigante M87 (E0) è al centro dell ammasso della Vergine. Il redshift è determinato dallo spostamento delle righe di assorbimento ed emissione nello spettro ottico (p.e. la riga di assorbimento D del Sodio). z = λ λ 0 λ 0 = = La distanza dalla legge di Hubble è NaD " 0 =589.0 nm H# d = cz = (3 105 km s 1 ) H 0 70 km s 1 Mpc 1 = 18.7 Mpc "osservata= nm Spettro da Dressler 1980, Astrophys. J. 240, L11 12

13 Curve di Rotazione e Masse La curva di rotazione di una galassia può essere determinata misurando lo spostamento doppler di una riga spettrale attraverso la galassia. Curva di rotazione: velocità rotazionale in funzione della distanza dal centro della galassia. Le masse delle galassie possono essere ricavate da: curve di rotazione; orbite delle galassie satelliti; teorema del viriale: 2<K>=-<U> Dispersione di velocità delle stelle (larghezza riga) v 2 GM gal R gal Raggio caratteristico 13

14 La Materia Oscura Le masse (M) determinate dalle curve di rotazione, dal teorema del viriale ecc., sono masse dinamiche. Il moto delle stelle è determinato dalla massa totale del sistema. La massa di una galassia può anche essere stimata dalla quantità di luce prodotta. Per esempio la luminosità L è prodotta da N = L/L! stelle come il Sole. Se vedessimo tutta la massa della galassia (composta di stelle tipo Sole), il rapporto massaluminosità dovrebbe essere M/L=1. In effetti si trova M/L~10. Studi di galassie e ammassi di galassie suggeriscono che ~85% di tutta la materia nell universo è materia oscura, Che cosa è? Materia Luminosa? Materia Oscura 14

15 Ammassi di Galassie La maggior parte delle galassie sono membri di ammassi. Ammassi ricchi : più di 1000 galassie; diametro ~3 Mpc; le galassie sono concentrate attorno ad una galassia gigante centrale (cd) come M87; principalmente sono galassie ellittiche. Ammassi poveri : galassie distribuite su grandi volumi; molte galassie a spirale. Galassie isolate: principalmente spirali. L ammasso di Coma - un ammasso ricco. Il tipo della galassia dipende dall ambiente. Collisioni e fusioni con altre galassie sono importanti nell evoluzione di una galassia. 15

16 Galassie Interagenti Negli ammassi ricchi le collisioni tra galassie sono frequenti. Le conseguenza di una collisione possono essere: strutture come code mareali, anelli ecc.; aumento della formazione stellare in modo quasi esplosivo (starburst); fusioni (mergers) tra galassie di dimensione ~uguale; cannibalismo galattico! una galassia grande ne ingloba una più piccola. 16

17 Starburst Indotti da Collisioni Code mareali: le stelle ed il gas sono strappate via dalla galassia dalle forze mareali. Le forze mareali sono anche responsabili per l aumento della formazione stellare ( disturbo che fa collassare i nuclei delle nubi molecolari giganti). Galassia antenna: l antenna è il risultato della collisione tra 2 galassie. 17

18 Simulazione di una Interazione 18

19 Lenti Gravitazionali Immagine creata dalla lente Ammasso in primo piano Immagini di galassie create da un ammasso Galassia sullo sfondo Immagine creata dalla lente La relatività generale mostra che la massa curva lo spazio. Concentrazioni di massa possono perciò curvare la traiettoria della luce agendo come lenti. L ammontare della curvatura dipende dalla massa per cui è possibile determinare la massa dell ammasso o della galassia che funge da lente. Si trova che il 70-90% della massa in un ammasso è materia oscura! 19

20 Gas Caldo negli Ammassi Gli ammassi ricchi contengono moltissimo gas galdo che emette raggi X. Probabilmente si tratta di mezzo interstellare strappato alle galassie durante le interazioni o espulso da fenomeni di starburst. Il gas è legato gravitazionalmente all ammasso e fornisce un ulteriore evidenza della presenza di materia oscura (senza sarebbe libero ). Abell

21 Natura della Materia Oscura Materia Oscura Barionica materia ordinaria fatta di protoni e neutroni Non Barionica Resti di stelle (stelle neutroni, buchi neri) Nane Brune Cold Dark Matter (CDM) particelle con v c Hot Dark Matter (HDM) particelle con v#c MACHOS (Massive Astrophysical Compact Halo Objects)?? WIMPS (Weakly Interacting Massive Particles) Neutrini ($) +?? ~15% Ciò che resta < 3% 21

22 Collisioni tra Ammassi Una collisione tra due ammassi può fornire una chiara evidenza per l esistenza di materia oscura non barionica. Il gas caldo rivelato nei raggi X traccia gran parte della materia barionica. Cammino La distribuzione totale di dell ammasso massa ottenuta col lensing più piccolo gravitazionale traccia principalmente la materia Ammasso Proiettile oscura. Il gas caldo (rosa) è rallentato dall attrito viscoso tra le nubi nei due ammassi (! effetto analogo alla resistenza dell aria). La materia oscura (blu) non risente di questo effetto in quanto interagisce solo attraverso la gravità. 22

23 Collisioni tra Ammassi Simulazione della collisione tra due ammassi. Blu: materia oscura. Rosa: gas caldo. 23

24 La Formazione delle Galassie Si ritiene che le protogalassie si formino dalla fusioni di nubi di gas (e galassie) più piccole. Le galassie ellittiche sono il risultato di un singolo episodio di formazione stellare molto forte. Consuma tutto il gas della galassia! Popolazione II. Le galassie a spirale sono soggette ad una formazione stellare meno intensa e più distribuita nel tempo che permette la formazione del disco (Popolazione I). 24

25 L Evoluzione delle Galassie Negli ammassi ricchi sono frequenti le collisioni e le fusioni tra galassie che inducono forti starburst; distruggono i dischi delle spirali; spazzano via il gas e la polvere rimanenti; le stelle massicce evolvono e muoiono. Immagine IR Poche spirali negli ammassi ricchi. NB: l alone di materia oscura deve controllare la formazione e la crescita delle galassie. Nuclei delle galassie originarie Arp 220: una galassia molto luminosa nel lontano IR che è il risultato della fusione di due galassie massicce. La regione nucleare è completamente nascosta dalla polvere nell ottico. 25

26 La Formazione delle Galassie Tempo Galassie grandi si formano dalla fusione di galassie più piccole (modello gerarchico). 26

27 I Super Ammassi Gli ammassi di galassie sono raggruppati in super ammassi. La maggior parte contiene da pochi ad alcune decine di ammassi sparsi su più di 40 Mpc. I super ammassi non sono legati gravitazionalmente. I singoli ammassi si stanno allontanando tra di loro seguendo il flusso di Hubble. Il gruppo locale è parte del superammasso della Vergine. Insieme ad altri ammassi stiamo cadendo verso il Grande Attrattore. 27

28 La Struttura su Grande Scala Gli stessi superammassi sono allineati lungo muri e filamenti. Queste strutture racchiudono grandi regione prive di galassie (con dimensioni di ~ Mpc) note come i Vuoti. 28

29 Buchi Neri Supermassicci Posizione Alte velocità = Buco Nero Misure degli spostamenti doppler del gas nella galassia ellittica M84 indicano una massa centrale compatta di 3!10 8 M!. Velocità (spostamento Doppler) Negli ultimi anni misure accurate dei moti di gas e stelle nei nuclei galattici hanno rivelato la presenza di grosse masse ( M!), molto compatte e oscure, ovvero non spiegabili né con stelle né con ammassi resti stellari: Buchi Neri Supermassicci 29

30 Masse di Galassie e di Buchi Neri La massa del buco nero centrale scala con la massa o sferoide nucleare (o di tutta la galassia nel caso di una ellittica). La massa del BH è ~ 1/1000 della massa dello sferoide. Questo suggerisce che la formazione della galassia e del buco nero siano strettamente legate. La natura di questa relazione non è ancora chiara. Ma l attività legata alla crescita del buco nero centrale probabilmente gioca un ruolo fondamentale nella formazione ed evoluzione della galassia (! Nuclei Attivi). 30

31 Conclusioni Esistono 3 tipi di galassie: Spirali, ricche di gas e polvere, formazione stellare nel disco; Ellittiche, poco gas e polvere, principalmente stelle vecchie; Irregolari, struttura non regolare, spesso interagenti con compagne. Le galassie distanti hanno velocità di recessione proporzionali alla loro distanza (Legge di Hubble). Tutte le galassie contengono un buco nero super massiccio al centro. La maggior parte delle galassie vive in ammassi. Gli ammassi si raggruppano in super ammassi che costituiscono la struttura a grande scala. Le proto galassie si formano dalla fusione di strutture più piccole. La formazione stellare ed il tasso di collisioni determinano l evoluzione successiva. La maggior parte della massa nelle galassie e negli ammassi è in forma di materia oscura. 31

32 World Wide Web Ricerche sperimentali di materia oscura: Ancora sulla materia oscura (seguire i link): Simulazione di formazione delle galassie: Superammassi e struttura a grande scala: 32