10b - Principi di Astrofisica Struttura su larga scala Ammassi e gruppi di galassie

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1 10b - Principi di Astrofisica Struttura su larga scala Ammassi e gruppi di galassie

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3 Le galassie non sono distribuite uniformemente nel cielo bensì tendono a raggrupparsi in gruppi e in ammassi

4 The Cfa Slice d=v/ho De Lapparent et al. 1988

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7 The Local Group! It has about 40 member galaxies. But several more dwarf galaxies may be undetected (particularly behind the Milky Way).!! The three main galaxies of the Local Group are our own Milky Way, M31 and M33, all spirals. Most of the galaxies are dwarf galaxies. There are no elliptical galaxies in the Local Group except for M32 (not a typical elliptical).!! The total mass of the Local Group is about 5 x solar masses.!! Small groups like the Local Group are the most common type of systems in the Universe

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9 Majewski et al. (2003) The Local Group

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11 La transizione fra gruppi e ammassi non è netta, la distinzione principalmente basata su di una definizione Gruppi: meno di N<50 membri entro un diamentro di D<1.5 Mpc (la nostra galassia fa parte del Gruppo Locale )! Ammassi: più di N>50 membri e diametro D>1.5 Mpc gruppo ammasso

12 The Virgo Cluster It is 15 Mpc from Earth! It has several thousand galaxies! 70% of galaxies are spirals! The distribution of galaxies is clumpy! The LC is infalling towards Virgo

13 The Virgo cluster

14 The Virgo cluster

15 The Coma Cluster Distance: 70 Mpc (z=0.02)! Brightest members are ellipticals! ~ up to members! Best-studied of all clusters

16 The Coma Cluster! Coma provided the first evidence of dark matter in clusters! Total cluster mass of solar masses

17 Cluster catalogues

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19 La funzione di luminosità delle galassie negli ammassi è significativamente differente da quella delle galassie di campo essendo popolata da molte più galassie early type Inoltre molti ammassi contengono al loro centro galassie di tipo cd: - envelopes stellari molto estesi, che possono superare R~100kpc; - profilo molto più allargato della legge di de Vaucouleurs (che si applica alle ellittiche classiche); - spesso mostrano cores multipli Le galassie cd sono presenti solo al centro degli ammassi, e probabilmente sono il risultato del merging di molte galassie nel picco di densità centrale dell ammasso

20 La frazione dei diversi tipi morfologici di galassie non costante per i diversi ammassi/gruppi: le galassie early type : tendono ad essere molto più comuni negli ambienti più densi

21 Inoltre la frazione dei diversi tipi morfologici di galassie varia con la distanza dal centro del cluster.! - a distanza 0.3<R/R virial <1 si ha un forte aumento delle S0 a scapito delle spirali - a distanza R/R virial <0.3 si ha un forte aumento delle ellittiche a scapito delle S0! Interpretazione:! - a distanza 0.3<R/R virial <1 le spirali perdono il loro gas (o per interazione o per stripping da parte del mezzo intracluster); -> si trasformano in S0 senza formazione stellare;! - a distanza R/R virial <0.3 is ha il (dry) merging delle S0 che porta alla formazione di ellittiche

22 cd galaxies cds are the largest galaxies in the universe, surrounded by faint envelopes which may extend for many hundreds of kpc. They are found in the centres of clusters and of a few groups They may have formed by galaxy cannibalism or by accretion of tidally-stripped material from other galaxies cd galaxies are often oriented in the same direction as the major axis of the cluster in which they reside Originally studied to determine cosmological parameters (e.g. Sandage et al. 1972) and measure large-scale streaming motions (e.g. Lauer and Postman 1994).

23 cd galaxies

24 Monolithic collapse models predict that these galaxies formed first at very high redshift and have passively evolved since.! Hierarchical models predict that these most massive galaxies should have assembled their stellar mass most recently.! Therefore, the differences in the predictions of these models should be most apparent in these, most massive galaxies.

25 La massa dinamica degli ammassi Il crossing time delle galassie negli ammassi è! t cross ~ R/σ v ~ 10 9 yr (dove σ v e` la dispersione di velocita` delle galassie: σ v ~ 1000 km/s) Inferiore al tempo di vita dell Universo -> quindi gli ammassi devono essere strutture gravitazionalmente legate (altrimenti evaporerebbero su un tempo scala ~ t cross ) Si assume l equilibrio viriale (non sempre vero però) 2 E kin + E pot = 0 E kin = Σm i v 2 v i /2 i = vel. gal. i i dove m i = mass gal. i E pot = -ΣGm i m j /r ij /2 r ij = dist. gal. i-j i j

26 Dalla formula del viriale si puo` ricavare la massa dinamica totale dell ammasso M dyn = 3π R G σ v2 /2G = 1.1x10 15 M! (σ v /1000km/s) 2 (R G /1Mpc) Se assumiamo che tale massa dinamica sia la somma delle masse delle galassie individuali otteniamo una massa caratteristica delle galassie nell ammasso di <m gal > = M dyn /N gals ~ M! che è enorme! Si puo` confrontare la massa dinamical totale con la luminosità totale delle galassie nell ammasso L tot ~ L! M/L tot ~ 300 M! / L! questo valore di mass-to-light ratio è almeno un fattore 10 più grande di quello osservato nelle galassie early type -> il grosso della massa degli ammassi NON è in stelle, bensì è in massa oscura. La massa in stelle è solo il ~5% del totale

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28 L emissione nei raggi-x dei clusters Gli ammassi di galassie sono caratterizzati da una potente emissione nei raggi X, con L X ~ erg/s

29 Coma cluster Rosat 29

30 X-ras spectrum of the Coma Cluster. The continuous line is the best bremsstrahlung fit with T=88 million K 30

31 A1367 (irregular cluster) 31

32 L emissione X è principalmente diffusa nell ammasso e non è dovuta alle singole galassie. Si tratta di emission termica (emissione free-free e righe da specie di alta ionizzazione) dovuta a gas estremamente caldo (tipicamente decine di milioni di gradi) diffuso nel mezzo intracluster

33 La massa di gas caldo è circa il 15% della massa totale.! La massa in stelle è circa il 5%.! Il rimanente (80%) è massa oscura.

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35 I fotoni del CMB subiscono uno scattering Compton inverso dagli elettroni nel gas caldo dell ammasso -> la distribuzione spettrale del CMB subisce uno spostamento verso le alte frequenze nel passaggio attraverso il cluster L effetto Sunyaev-Zeldovich (SZ) I 0 (x) I(x) thermal, non-rel. e -

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37 L effetto Sunyaev-Zeldovich (SZ) L effetto risultante è che in osservazioni a bassa frequenza (e.g. 30 GHz) l ammasso produce una macchia fredda nell immagine del CMB Mentre osservazioni ad alta frequenza (e.g. 300 GHz) l ammasso produce una macchia calda nell immagine del CMB L effetto SZ può avere numerose applicazioni: la ricerca di clusters ad alto redshift, può fornire una stima della massa del cluster, può fornire vincoli sui parametri cosmologici...

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41 L enorme massa oscura contenuta negli ammassi provoca anche una deviazione della luce di galassie che si trovano dietro all ammasso -> la massa dell ammasso ha un effetto di lente gravitazionale

42 L effetto di lensing gravitazionale produce un amplificazione della luce delle galassie ad alto redshift (-> ne rende più facile l osservazione) ma provoca anche una distorsione della loro immagine -> archi gravitazionali Gli archi gravitazionali possono essere utilizzati per ricavare la massa dell ammasso e la sua distribuzione.

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