Galassie. Struttura ed Evoluzione

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1 Galassie Struttura ed Evoluzione L'Universo è occupato da questi enormi sistemi stellari, che a loro volta tendono ad aggregarsi gravitazionalmente in sistemi sempre più estesi. Le popolazioni stellari delle galassie ci danno notizie dirette sullo stato fisico dell'universo durante la sua evoluzione.

2 D alle stelle nella Via Lattea alle galassie nell' Universo P erché studiare le galassie? Formaz./evol. delle galassie = COSMOLOGIA G alassie: laboratori della formazione stellare nell'universo P ochis s ime (< 10-6) s telle s i formano al di fuori delle galas s ie O gni galassia sufficientemente grande (M > 10 9 M sol) ospita un B uco Nero al centro 10 6 < M bh < 10 9 M s ol

3 Figure 15-2 The part we see in the Plane of the Milky Way in Visible Light Extinction Corrected d s For Open Clusters & OB Associatins (Young Objects) Hint at spiral arms In the Plane of the Milky Way 25 Kpc

4 Componenti della Via Lattea Disco Stelle blu e giovani, elementi pesanti Nucleo stelle vecchie e gialle, ammassi globulari, gas caldo, pochi elementi pesanti Alone stellare Alone Oscuro materia oscura --composizione??? 90% della massa della galassia Centro galattico opaco nell'ottico - visibile in IR, radio, raggi X, Buco Nero milioni di masse solari

5 La ''scoperta'' delle Galassie All'inizio del XX secolo, quelle che oggi chiamiamo galassie erano denominate nebulose spirali e l'opinione più diffusa tra gli astronomi era che si si trattasse di nubi di gas e stelle associate alla nostra Via Lattea. La rivoluzione si ebbe nel 1924, quando Edwin Hubble riusci' a misurare la distanza dalla Grande Nebulosa di Andromeda (M 31, qui' a destra) e trovo' che questa era molto maggiore del diametro della Via Lattea. Quindi M31, e per logica conseguenza anche le altre nebulose spirali, erano galassie a sé stanti, di dimensioni simili o anche maggiori di quelle della Via Lattea. (NOAO/AURA Photo) Edwin P. Hubble ( )

6 Tipologie di Galassie I. Spirali Le galassie spirali prendono il nome dalla presenza di strutture morfologiche (''braccia'') approsssimativamente spiraleggianti, che hanno origine da un nucleo luminoso centrale. Le spirali vengono classificate secondo la compattezza del disegno spirale: esiste anche una correlazione tra luminosità del nucleo e compattezza del disegno spirale. Le galassie M 104 (foto sotto) e M 51 (a destra) mostrano rispettivamente un disegno compatto e più aperto. Si noti la presenza di polvere, rappresentata dalle zone nere. (NOAO/AURA Photos)

7 M31 la grande spirale in Andromeda Questa galassia vicina appartiene al Gruppo Locale di galassie, assieme alla Via Lattea, e dista da noi solo 2.5 milioni di anni-luce. (NOAO/AURA Photos)

8 Il nucleo di M31 Stelle giovani si formano lungo e dentro le spirali. I due satelliti di M31, le galassie M32 e NGC 205, ambedue galassie nane ed ellittiche, sono visbili in basso al centro ed in alto a destra, rispettivamente. (NOAO/AURA Photos)

9 Disco esterno di M31 (NOAO/AURA Photos)

10 Regione centrale della Spirale M 51 (Hubble Space Telescope Image)

11 Galassie Spirali barrate Le galassie spirali M 91 (a sinistra) e M 109 (a destra) mostrano delle barre che passano attraverso il nucleo dalle quali le spirali sembrano avere origine. Praticamente tutte le galassie spirali (siano esse barrate o meno) ruotano in una direzione opposta a quella di evoluzione delle spirali. Probabilmente anche la Via Lattea è una spirale barrata. (NOAO/AURA Photos)

12 Tipologie di Galassie II. Ellittiche. Le Ellittiche non mostrano alcuna struttura morfologica significativa, e sembrano anche prive di polvere. Più importante di tutto, contengono in maggioranza stelle molto vecchie. Le galassie ellittiche M 32 (sotto) e M 110 (lato) mostrano differenti livelli di ellitticità. (NOAO/AURA Photos)

13 Tipologie di Galassie III. Irregolari Le galassie irregolari contengono popolazioni stellari e gas generalmente giovani. La Grande Nube di Magellano, un satellite della Via Lattea situata a circa 180,000 anni-luce dal Sole, ha un diametro di circa 60,000 anni-luce. In alto a destra si vede la nebuolsa della Tarantola, una regione di intensa attività di formazione stellare. (NOAO/AURA Photo)

14 Galassia nana irregolare nel Sagittario Hubble Space Telescope Image

15 Classificazione morfologica... La sequenza di Hubble E0 E6 Sa Sb Sc SBa SBb SBc Sd S0 SB0 Non è una sequenza evolutiva Utile perché la morfologia riflette la struttura interna -mergers possono indurre la conversione-> ellittiche/lenticolari SBd Irr

16 Simulazioni di collisioni S cale di tempo ~ 10 6 anni -> le simulazioni sono NE C E S S AR IE 2 galassie spirali, M sol ciascuna, collisione quasi radiale una galassia ellttica si forma C ourtesy of C hris Mihos

17 Galassie in collisione Durante incontri diretti tra galassie spiarli, le braccia vengono drammaticamente piegate e la formazione di stelle massicce è innescata quando le nubi di idrogeno molecolare collidono. Si ritiene che la Via Lattea possa avere cannibalizato galassie piu' piccole nel passato. Hubble Space Telescope Image

18 Proprietà principali delle Galassie Proprietà Spirali Ellittiche Irregolari Massa/Massa solare 109-4x x1010 Luminosità/Lsol 108-2x1010 3x x109 3x103-7x105 3x103-3x104 Diametro (anni-luce) 16x103-8x105 %-età delle galassie National Optical Astronomy Observatory images 77% 20% 3%

19 Rotazione delle Galassie La Massa Mancante Osservato Periodo orbitale Sfruttando l'efetto Doppler si misura la velocità della materia orbitante attorno al centro di una galassia. Le immagini mostrano un profilo di luminosità concentrato verso il nucleo, e decrescente con la distanza. Se la materia fosse efftivamente concentrata alla stessa maniera, dovremmo vedere curve di rotazione come nel diagramma a destra. Si osserva invece sempre che la curva di rotazione tende a mantenere un livello alto, fino alle maggiori distanze per le quali e' misurabile. Questa circostanza puo' essere spiegata postulando l'esistenza di aloni massicci di materia oscura attorno alle galassie. La natura fisica di questa componente rappresenta uno dei principali problemi insoluti dell'astrofisica. Previsto Distanza dal centro La Materia Oscura è pero' 7-10 volte piu' avbbondante della materia odinaria (gas+stelle) Il 10% della materia (gas+stelle) emette pero' TUTTA la radiazione visbile

20 Ammassi di Galassie Le galassie tendono a raggrupparsi in AMMASSI, comprendenti da poche decine a migliaia di galassie. L'ammaso Coma, qui' mostrato, e' distante 300 milioni di anni-luce dalla Via Lattea e contiene piu' di 1000 (e forse piu' di ) galassie. La Via Lattea e' parte di un piccolo gruppo noto come Gruppo Locale comprendente circa 40 galassie. I membri piu' grandi sono M31 e la nostra Via Lattea. (NOAO/AURA Photo)

21 L' evoluzione galattica è lo studio della formazione ed evoluzione delle galassie.. In analogia con quanto si fa per le stelle Non possiamo osservare l'evoluzione delle singole galassie (tempi lunghi!) Ma possiamo osservare le diverse galassie nelle differenti fasi del ciclo evolutivo Questo e' reso piu' semplice dall'osservazione dell'evoluzione col redshift: maggiore e' il redshift... piu' giovane e' la galassia!

22 Modelli di evoluzione Si provano al computer diversi modelli, e si confrontano con le osservazioni Principali ipotesi: 1. L'universo è inizialmente composto da una distribuzione uniforme di Idrogeno ed Elio, almeno durante i primi milioni di anni dopo il Big Bang 2. L'uniformità non è perfetta: alcune regioni sono un po' piu' dense di altre Idrogeno ed Elio si sono espansi con l'universo. Dopo circa 1 miliardo di anni le regioni piu' dense hanno iniziato a rallentare l'espansione e a collassare gravitazionalmente Il gas collassato forma le nubi nubi protogalattiche

23 Simulazioni cosmologiche

24 Modelli di Formazione

25 Le prove nella Via Lattea... Lo studio delle stelle di alone nella Via Lattea fornisce dati essenziali per i modelli. L'orientamento casuale delle orbite stellari suggerisce che le stelle stesse si sono formate prima del collasso protogalattico in un disco Stelle formate nel disco seguono le stesse orbite nella stessa direzione Il basso contenuto di elementi pesanti tra le stelle di alone implica che si sono formate prima che il ciclo stelle->gas interstellare-> potesse arricchire di elementi pesanti il mezzo interstellare Punti chiave ancora aperti: Dove sono le stelle di prima generazione? Cosa ha causato l'aumento di densità nell'universo?

26 Ancora su cosa determina la morfologia di una Galassia... Possiamo esplorare due opzioni: Le condizioni iniziali della protogalassia; cioè se il tipo morfologico è determinato dalla nascita Interazioni con altre galassie; cioé una conversione durante l'evoluzione Possibili fattori che influenzano le proprietà della nube protogalattica: Rotazione protogalattica il momento angolare iniziale determina la velocità con la quale la nube gassosa evolve in un disco PRIMA di essersi interamente convertita in stelle Raffreddamento protogalattico la densità iniziale determina la rapidità della conversione di gas in stelle

27 Collisioni -> conversioni del tipo morfologico? Interazioni Quando due spirali tidal forces randomize the orbits of stars gas either falls to the center to form stars or it is stripped out of the galaxies the disk is removed The galaxy becomes an elliptical.

28 Ruolo degli Ammassi L'osservazione delle galassie negli Ammassi dimostra che le collisioni possono modificare l'evoluzione delle singole galassie: Le ellittiche si trovano piu' spesso al centro degli ammassi (effetto ButcherOemler) Le collisioni hanno piu' frequentemente luogo nelle dense zone centrali Le galassie centrali dominanti (CD) sono ellittiche giganti che vengono trovate al centro degli Ammassi Le CD crescono cannibalizzando altre galassie Queste galassie CD contengono spesso gruppi compatti di stelle. Probabilmente i nuclei delle galassie che sono state cannibalizzate dalla CD. Alcune CD sono fino a 100 volte piu' massicce della Via Lattea. Di fatto, sono tra le galassie piu' grandi che esistano nell'universo!

29 Galassie Starburst Obiettivi: Cos'è una galassia starburst? Come capiamo che una starburst è solo una fase dell'evoluzione galattica? Cosa rende una galassia una starburst?

30 Starburst La Via Lattea forma circa 1 nuova stella di 1 Msol per anno. Ci sono pero' alcune galassie che formano circa 100 Msol per anno. Queste sono le galassie che chiamiamo galassie starburst Galassia Arp 220 in IR Nel visibile queste galassie hanno un aspetto normale (1010 L come la Via Lattea). Ma nell'infrarosso sono 100 volte piu' luminose Le nubi molecolari bloccano la radiazione visibile e UV dalle stelle giovani che si sono formate molecular clouds block the visible/uv light from new stars La polvere interestellare contenuta in queste nubi molecolari assorbe la luce visivile/uv e la riemtte nell'infrarosso A questi elevati ritmi di formazione stellare, la galassia trasforma TUTTO il gas in stelle.. in solo circa milioni di anni Tuttavia, la fase di starburst resta un fenomeno temporalmente limitato, perche' le galassie e l'universo hanno eta' di miliardi di anni

31 Ancora sulle galassie Starburst... Formazione stellare 100 volte piu' frequente significa anche 100 volte piu' Supernovae Il Mezzo Interstellare è quindi riempito di superbolle calde Le Supernovae iniettano in continuazione energia nelle superbolle Il gas caldo ( K) si espande Un vento galattico fuoriesce dalla galassia NGC 1569 (X- verde; visibile rosso) Le starburst sono galassie irregolari Molte nubi molecolari con polvere e stelle giovani Questo suggerisce che lo starburst sia innescato da collisioni distanti tra galassie Anche se una collisione ravvicinata puo' causare uno starburst, per es. nella Grande Nube di Magellano

32 Quasars e altri Nuclei Galattici Attivi (AGN)

33 Quasars e AGN Obiettivi formativi: Cosa sono gli AGN ed i quasars? Quali evidenze osservative/teoriche supportano l'idea che si tratti di galassie? Quale potrebbe essere la sorgente dell'enorme energia di questi oggetti? Ci sono ancora quasars all'epoca attuale? Qual e' il posto degli AGN nel contesto dell'evoluzione galattica?

34 Quasars All'inizio degli anni '60, Maarten Schmidt identifico' la sorgente radio 3C 273 con una debole stella blu. Lo spettro di questa stella aveva righe di emissione Le righe non sembravano provenire da elementi noti Schmidt intui' che le righe di emissione erano prodotte da idrogeno, ma molto spostate verso il rosso (effetto Doppler) Quindi questa stella era molto lontana (> 1010 anni-luce) Si scoprirono poi altri oggetti simili

35 Spettro di un Quasar Oggetti puntiformi: Spettri molto diversi da quelli delle stelle ordinarie Molto redshifted Emettono energie elevatissime a qualunque lunghezza d'onda

36 Il telescopio spaziale Hubble ha confermato che i quasars sono parte di galassie sono Nuclei Galattici Attivi!

37 Nubi Protogalattiche Obiettivo formativo: In che modo i quasars ci permettono di studiare le nubi protogalattche?

38 La Foresta di righe di assorbimento Durante il cammino verso di noi, la luce emessa dai quasars Passa attraverso nubi di idrogeno intergalattico e galassie Ogni nube lascia una linea di assorbimento a differenti redshift sullo spettro del quasar Solo in questo modo possiamo rivelare le nubi protogalattiche Finora questa analisi ha rivelato che: Piu' righe di elementi pesanti si vedono la diminire del redshift Supporta l'idea che l'arricchimento sia prodotto dall'azione di supernovae Consistente con ilmodello di evoluzione galattica sin qui' studiato

39 Gravitational Lensing in Abell 2218 Cluster As predicted by Einstein s General Theory of Relativity, a compact intervening object is bending and distorting light from individual members of this cluster so that we see a halo effect. Hubble Space Telescope Image

40 The Disrupted Galaxy NGC 5128

41 Active Galaxies I. The galaxy NGC 7742 is an otherwise normal spiral galaxy except for its extraordinarily bright nucleus that outshines the rest of the galaxy. Such galaxies, i.e. spirals with extremely bright nuclei, form a class of active galaxies known as Seyfert galaxies. Hubble Space Telescope Image

42 Active Galaxies II. The elliptical galaxy M87, shown below in a wide-field ground-based image, has a very bright, point-like nucleus from which a jet of material emanates. The jet is seen in great detail from an HST image at right. Hubble Space Telescope Image

43 Active Galaxies III. NGC 4139 Mkn 205 This image shows the spiral galaxy NGC 4319 and the quasar Markarian 205. The distance to NGC is 80 million light years, which Mkn 205 is 14 times farther away at a distance of 1 billion light year. The very distant quasar is nearly as bright as the much closer galaxy. The extraordinary brightness of quasars, which is a blending of the term quasi-stellar radio source, indicates that some incredibly powerful mechanism must be producing enormous amounts of energy from a small volume of space. Hubble Space Telescope Image

44 A Lensed Quasar An intervening galaxy between us and this distant quasar is causing light from the quasar to be bent along curved paths that give rise to an Einstein cross, a phenomenon predicted by Einstein s General Theory of Relativity. National Optical Astronomy Observatories Image

45 Active Galaxies IV. The Central Engine Seyfert 1 scattering region Narrow-line region (NLR) Broad-line region (BLR) Supermassive black hole +accretion disk torus Seyfert 2 radio jet Diagram from Mike Crenshaw