Proprietà delle galassie
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- Cesarina Fedele
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1 Proprietà delle galassie Enrico Maria Corsini Dipartimento di Fisica e Astronomia Università di Padova Lezioni del corso di Astrofisica delle Galassie A.A
2 Sommario E Morfologia E Fotometria E Cinematica E Proprietà globali 2
3 Morfologia 3
4 Hubble: tipi morfologici E È la classificazione più usata e fornisce la terminologia di base E Hubble distingue le galassie in quattro famiglie: - galassie ellittiche (E) - galassie lenticolari normali (S0) e barrate (SB0) - galassie a spirale normali (S) e barrate (SB) - galassie irregolari (Irr) e le colloca lungo cosiddetto diagramma a diapason (tuning-fork diagram) 4
5 Hubble: diagramma a diapason Irr I Irr II Ellittiche Lenticolari Spirali Irregolari 5
6 Hubble: galassie ellittiche E Forma (apparente) ellittica E Struttura diffusa con poca evidenza di gas e polveri E I sottotipi sono definiti sulla base dello schiacciamento apparente (ellitticità) En, n=0,1, 7 con n = 10 e = 10 (1-b/a) b e = 1 b/a a 6
7 b/a b/a tipo E0 E3 E5 E7 7
8 Hubble: galassie lenticolari E Due componenti: sferoide centrale (bulge) e disco senza evidenza di bracci di spirale E Due sottoclassi: normali (S0) e barrate (SB0) E I sottotipi S0 1, S0 2, S0 3 sono definiti dalla: - prominenza delle polveri nel disco E I sottotipi SB0 1, SB0 2, SB0 3 sono definiti dalla: - prominenza della barra 8
9 NGC 3245 S0 1 NGC 524 S0 2 NGC 5866 S0 3 NGC 1023 SB0 9 1 NGC 2859 SB0 2 NGC 4643 SB0 3 /SBa
10 Hubble: galassie a spirale E Due componenti: sferoide centrale (bulge) e disco caratterizzato dalla presenza dei bracci di spirale E Due sottoclassi: normali (S) e barrate (SB) E I sottotipi Sa, Sb, Sc sono definiti da tre criteri: - prominenza del bulge rispetto al disco - avvolgimento/apertura dei bracci a spirale - risoluzione del disco in stelle, nodi, regioni HII 10
11 di taglio di faccia Sa Bulge molto prominente Bracci molto avvolti Bracci poco risolti Sc Bulge poco prominente Bracci poco avvolti Bracci molto risolti 11
12 NGC 1302 Sa NGC 2841 Sb NGC 628 Sc NGC 175 SBa NGC 1300 SBb NGC 7741 SBc 12
13 Hubble: galassie irregolari E Poca o nessuna simmetria E Due sottoclassi: tipo I (Irr I) e tipo II (Irr II) - Irr I: fortemente risolte in stelle (a.e. LMC) - Irr II: caotiche e disturbate (a.e. M82) E Successivamente vengono ridistinte in - Im: irregolari di tipo magellanico - IBm: irregolari barrate di tipo magellanico rispettivamente poste lungo la sequenza delle S e delle SB 13
14 LMC Irr I NGC 4449 Irr I Holmberg II Irr I NGC 3034 (M82) Irr II NGC 520 Irr II NGC 520 Irr II 14
15 Galassie non classificabili E 2% delle galassie non rientra nei tipi E, S0, S, Irr E Si tratta soprattutto di sistemi disturbati e/o interagenti NGC 5128 S0+S pec NGC 4038/39 Sc (tides) 15
16 de Vaucouleurs: tipi morfologici de Vaucouleurs distingue le galassie secondo tre parametri: E posizione lungo la sequenza morfologica principale E-E + -S0 - -S0 0 -S0 + -Sa-Sb-Sc-Sd-Sm-Im E presenza o meno della barra SA = senza barra, SAB = barra debole, SB = barra E tre varietà (r) = i bracci si dipartono da un anello, (s) = presenza dei soli bracci a spirale, (rs) = varietà intermedia e le colloca lungo cosiddetto diagramma a fuso 16
17 de Vaucouleurs: diagramma a fuso 17
18 van den Bergh: tipi morfologici van den Bergh distingue le galassie secondo due parametri: E assenza/presenza del disco - ellittiche (E) - galassie a disco (S0,A,S) E abbondanza di gas nel disco S0 = no gas, A = poco gas, S = molto gas e le colloca lungo cosiddetto diagramma a tridente 18
19 E van den Bergh suddivide ulteriormente le galassie a disco in base - al rapporto disco-bulge nelle sottoclassi a,b,c a D/B = 1-3, b D/B = 3-10, c D/B > 10 - alla presenza della barra S = no barra, S(B) = barra debole, SB = barra - alla forma dei bracci * = irregolari, n = omogenei, t = effetti mareali E Le irregolari (Ir) vengono poste dopo le spirali ricche di gas 19
20 van den Bergh: diagramma a tridente Sferoidi Dischi Lenticolari Anemiche Spirali D/B >10 20
21 Morfologia nel Gruppo Locale E La Via Lattea e` una galassia a spirale SBbc E Nel Gruppo Locale ci sono molte galassie irregolari e nane 21
22 22
23 23
24 24
25 Fotometria 25
26 Brillanza superficiale E Per ciascun punto di una sorgente luminosa estesa si definisce come brillanza superficiale = flusso angolo solido unitario E E I = F/Ω è la SB in unità lineari (e.g. L pc -2 ) µ = -2.5 log I + costante è la SB in unità di magnitudine (i.e. mag arcsec -2 ) [µ B =25 significa SB = 25 mag arcsec -2 in banda B] 26
27 E la SB non dipende dalla distanza (nell universo locale): D A,L F L / 4πD 2 L I = = = Ω A / D 2 4 π A F = flusso misurato dall osservatore L = luminosità della sorgente A = area della sorgente D = distanza dall osservatore Ω = angolo solido sotteso dalla sorgente Ω F 27
28 E Un isofota unisce tutti i punti con la stessa SB N Isofote E 1 10 NGC 1291 ha due barre µ 28 B =16.78 µ B =21.28
29 Luminosità e magnitudine totale E Se I(r,θ) è la SB in P(r,θ) allora la luminosità totale L T è: E Se le isofote sono circolari L T è: E La magnitudine totale m T è: 29
30 Raggio equivalente ed efficace E Il raggio equivalente r* di una isofota di area A è: E La luminosità integrata L(r*) entro r* è: E La luminosità integrata relativa k(r*) entro r* è: E Il raggio efficace r e corresponde a: k(r e )=1/2 30
31 Profili radiali di brillanza superficiale E il profilo radiale di SB in funzione di r* descrive la distribuzione di luce di una galassia nel suo complesso 31
32 Legge di de Vaucouleurs (o r 1/4 ) E Introdotta da G. de Vaucouleurs (1948, An. Astr., 11, 247) E Descrive il profilo radiale di SB delle galassie ellittiche e degli sferoidi delle galassie a disco E È una retta nel piano r 1/4 - µ Ø I e (o µ e ) = SB efficace Ø r e = raggio efficace L T = 7.22 π r e 2 I e 32
33 NGC E1 Δr 10 3 SB efficace: µ e =22.25 µ sky =22.7 Δµ 14 ΔI raggio efficace: r e =
34 Deviazioni dalla legge r 1/4 a grandi raggi E M87 mostra deviazioni dalla legge r 1/4 a grandi distanze dal centro Le regioni esterne sono più brillanti del valore estrapolato per la legge r 1/4 ( alone luminoso che contribuisce l 8% della luminosità totale). 34
35 Deviazioni dalla legge r 1/4 a piccoli raggi M87 E0-1 E Risoluzione spaziale tipica per osservazioni da terra 1 µ V E L effetto della turbolenza atmosferica (= seeing) è quello di smussare il profilo centrale di SB 1 35
36 E HST produce immagini al limite di diffrazione che non sono affette dal seeing. La risoluzione spaziale è 0.1. µ Questo appiattimento del profilo di SB non è dovuto al seeing o alla PSF
37 Legge di Nuker E Descrive il profilo radiale di SB delle galassie ellittiche nelle loro regioni centrali r b = raggio di break (cambiamento di pendenza) I b = SB a r b per r<< r b pendenza -γ per r>> r b pendenza -β α = curvatura massima 37
38 r -γ r -β profili a tratto costante (core profiles) profili a legge di potenza (power-law profiles) I b r b = break radius 38
39 Legge di King E Descrive il profilo radiale di SB delle galassie ellittiche (nane e nuclei) e degli ammassi globulari E È l unica legge parametrica con una base teorica (vale per sistema stellari sferici e isotropi) 1 1 Ø K = SB di scala Ø r c = raggio di core Ø r t = raggio mareale 39
40 c C = log (r t /r c ) = parametro di concentrazione 40
41 King De Vaucouleurs E Confronto tra la legge di King e la legge r 1/4 41
42 La legge di King applicata al profilo di SB della E1 NGC
43 Legge esponenziale (o di Freeman) E Introdotta da K. Freeman (1970, ApJ, 160, 811) E Descrive il profilo radiale di SB dei dischi E È una retta nel piano r - µ Ø I 0 (o µ 0 ) = SB centrale Ø h = raggio di scala L T = 2 π h 2 I 0 43
44 NGC 4459 SA(r)0 + SB centrale: µ 0 =21.9 µ sky µ(h)=µ raggio di scala: h =
45 dati sferoide + disco 45
46 E A volte un modello con un bulge r 1/4 bulge+disco esponenziale è una buona descrizione delle osservazioni B/D=0.28 B/T=0.22 B/D=1.51 B/T=0.60 E B = bulge, D = disco, B+D = T = totale 46
47 NGC 7013 NGC 7013 sferoide r 1/n anello modello=sferoide+disco+anello+lente dati disco esponenziale lente 47
48 Forma delle isofote E In genere le isofote hanno forma ellittica isofota ellisse interpolata 48
49 NGC 4278 PA twist PA E a N PA b (x 0,y 0 ) R.P. Saglia 15 E Ogni isofota è definita da: Ø livello della SB: µ Ø coordinate del centro: x 0,y 0 Ø lunghezza dei semiassi: a,b 19/03/2003 Ø PA del semiasse maggiore: PA 49
50 NGC 4660 ellittica PA µ e = 1-b/a x 0 y 0 50
51 y b R φ a P(x,y) P(R,φ) x 51
52 E A volte le isofote non sono perfettamente ellittiche isofota R iso (φ) ellisse interpolante R ell (φ) E A n e B n descrivono le deviazioni dalla forma ellittica delle isofote 52
53 boxy/disky dev. simm. centro dev. simm. asse X dev. simm. asse Y e PA x 0 y 0 53
54 = e = PA = x 0 = y 0 54
55 = boxy/disky = dev. simm. centro = dev. simm. asse X = dev. simm. asse Y 55
56 E disky a 4 >0 NGC 4660 E: E boxy a 4 <0 NGC 5322 E3-4 56
57 NGC 4660 E: disky a 4 >0 57
58 NGC 4365 E3 boxy a 4 <0 58
59 Cinematica 59
60 Cinematica stellare Lo spettro osservato di una galassia è la somma degli spettri delle singole stelle lungo la linea di vista, spostati in lunghezza d onda per Effetto Doppler a seconda delle loro velocità radiali. Indicando con S(λ) lo spettro stellare (o template), lo spettro misurato G (λ) è l integrale pesato con la funzione di distribuzione delle velocità delle stelle lungo la linea di vista B (V,σ, ) che può essere approssimata da una gaussiana 60
61 Flux Stella KIII λ (nm) Galassia ellittica G(λ)= + S[λ(1+v/c)]B(v V,σ,h 3,h 4 )dv - G = S B (Direct Fitting Method) Flux ~ ~ ~ G = S B (Fourier Quotient Method) λ (nm)
62 Line of sight velocity distribution (LOSVD) B(v) = I 0 exp(-y 2 /2)[1+h 3 H 3 (y)+h 4 H 4 (y)] dove y = (v-v fit )/σ fit e _ H 3 (y) = (2 2y 3-3 2y)/ 6 H 4 (y) = (4y 4-12y 2 +3)/ 24 sono le funzioni di Gauss-Hermite Gerhard (2003) van der Marel & Franx (2003) 62
63 F/F continuum -1 Cinematica stellare: LOSVD HR6018 (K1III) NGC4807 (S0) r=0 ln λ ln λ 63
64 F/F continuum -1 stella & galassia stella (v=6993 km/s) & galassia ln λ ln λ 64
65 stella & galassia LOSVD & fit F/F continuum -1 v = 6993 km/s σ = 228 km/s h 3 = h 4 = ln λ v (km/s) 65
66 Profili cinematici NGC 4889 cd major axis minor axis NGC 4931 S0 major axis minor axis 66
67 67
68 68
69 LOSVD: h V>0 (receding) h 3 <0 V<0 (approaching) h 3 >0 Bender et al. (1990) 69
70 LOSVD: h 4 tangential anisotropy h 4 <0 radial anisotropy h 4 >0 (R. Saglia) 70
71 Proprieta` globali 71
72 Classificazione di Kormendy e Bender E Introdotta da John Kormendy e Ralf Bender nel 1996 E Estende lo schema di Hubble introducendo le galassie disky/boxy nella sequenza delle ellittiche senza barra boxy disky con barra disco sferoide disco 72
73 rotazione pressione ellitticità gr. alto brillanti gr. basso deboli boxy disky boxy disky 73
74 SLOW ROT CORES POWER-LAW remaining log r b (pc) 74
75 BOXY CORES POWER-LAW remaining log r b (pc) 75
76 E con profili power-law: Ø più piccole Ø più deboli Ø isofote disky Ø sostenute dalla rotazione E con profili core: Ø più grandi Ø più brillanti Ø isofote boxy Ø sostenute dalla pressione 76
77 La relazione di Faber-Jackson E vale per le galassie ellittiche (cinematica stelle) E trovata da S. M. Faber e R. E. Jackson (1976) E le galassie ellittiche più luminose hanno dispersioni di velocità maggiori L T σ 4 M T = -10 log σ + cost log σ = -0.1 M T + cost E questo significa che le galassie ellittiche più luminose sono le più massicce E calibrata la relazione ottengo la distanza della galassia dal modulo di distanza m-m 77
78 E Cinematica stellare della galassia ellittica M87 σ 0 R = 0 78
79 L T σ 4.0 log σ 0 (km/s) L T σ 3.2 L T σ 5.6 log L B (L ) 79
80 La relazione di Kormendy E Le galassie ellittiche più grandi hanno SB efficaci più basse. Questa proprietà è nota come relazione di Kormendy (1977) ed è espressa dalla µ e = a log R e + b con a = 3.02, b = (con H 0 = 50 km s -1 Mpc -1 in banda V) e può anche essere espressa come µ e = a log R e + b R e I e E Essendo L e = π I e R e 2 allora si ha che I e L e 3/2 cioè galassie ellittiche più luminose hanno SB più basse 80
81 81
82 Piano fondamentale E Le galassie ellittiche non occupano tutto lo spazio tridimensionale definito dai parametri strutturali log R e, µ e e log σ ma si concentrano sul piano fondamentale (FP, Djorgovski & Davis 1987, Dressler et al. 1987) definito da log R e = a log σ + b µ e + c con a = 1.39, b = 0.36, c = (con H 0 = 50 km s -1 Mpc -1 in banda r G ) e a = 1.25, b = 0.32, c=cost (con H 0 = 50 km s -1 Mpc -1 in banda r). Se consideriamo log I e allora b= E Il FP lega R e, che dipende linearmente dalla distanza, a µ e e σ, che non dipendono da essa. Misurando R e in arcsec e determinando il suo valore in kpc tramite il FP si determina la distanza della galassia (con una precisione del 20%) 82
83 Piano fondamentale 83
84 a) FP visto di faccia b) FP visto di taglio dal lato lungo c) FP visto di taglio dal lato corto Jorgensen et al. (1996) 84
85 La relazione di Tully-Fisher E vale per le galassie a spirale (cinematica gas) E trovata da R. B. Tully e J. R. Fisher (1977) E le galassie a spirale più luminose hanno velocità di rotazione maggiori (= ΔV maggiore) L T ΔV 4 M T = -10 log ΔV + cost log ΔV = -0.1 M T + cost E questo significa che le galassie a spirale più luminose sono le più massicce E calibrata la relazione ottengo la distanza della galassia dal modulo di distanza m-m 85
86 The image cannot be displayed. Your computer may not have enough memory to open the image, or the image may have been corrupted. Restart your computer, and then open the file again. If the red x still appears, you may have to delete the image and then insert it again. fotometria: m T,i cinematica: gas (= V c ) Δv ΔV = Δv/sini 86
87 NGC 3198 Ottico isofote Curva di rotazione su asse maggiore Δv Profilo riga HI Radio mappa HI 20% W 20 87
88 M 3.6 = (log W i max -2.5)
89 E Originariamente è stata trovata nel radio (HI) ma vale anche ( HII ) in ottico E Diverse definizioni di ΔV: W 20, W R, 2V max, 2V flat E La TF calibrata su galassie di distanza nota con Δ B =0.25 e Δ V =0.06 correzioni empiriche (e arbitrarie) per tener conto del fatto che le galassie di ammasso sono sistematicamente più rosse di quelle di campo 89
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