Effetti dinamici sulle galassie negli ammassi

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1 Effetti dinamici sulle galassie negli ammassi Come influenzano la formazione stellare Silvia Fabello Università di Milano-Bicocca

2 Segregazione morfologica: nature or nurture?

3 Evoluzione si studia esaminando la morfologia delle galassie negli ammassi fino a 5 Gyrs fa. Oggi: Segregazione spaziale:le ellittiche verso il centro, le SO sparse; grande popolazione di dwarf spheroidals. z 0.4 Mancanza di sistemi S0; a basse luminosità principalmente spirali Sc-Sd (''fuzzy blobs'' (Butcher & Oemler 1978, 1984). L'ambiente degli ammassi causa una trasformazione morfologica?

4 Gli ammassi di galassie sono deficienti di gas HI neutro (funzione della distanza dal centro). Ammasso CGCG97-041: DSS-blue plates + Contorni radio da AGES nel range 6500 < V < 6850 km s 1. Livelli: 0.18, 0.26, 0.36, 0.52, 0.73, 1.05, 1.5 Jy km s 1 beam 1.

5 La normale VCC 92 (NGC 4192) in cui i profili del gas sono sovrapposti all Ha (sinistra) e al continuo R (destra)

6 la deficiente di HI, nucleata VCC 1690 (NGC 4569). in cui i profili del gas sono sovrapposti all Ha (sinistra) e al continuo R (destra)

7 I profili di brillanza superficiale in R (punti scuri) e in Ha (punti chiari)

8 Deficienza di H => SF troncata Virgo Isolate

9 Star Formation nelle galassie

10 Indicatori diretti e indiretti, da cui si ricava un star formation rate (in M Ͽ yr -1 ) da modelli di sintesi di popolazione stellare; Ha, dovuto all'idrogeno ionizzato in regioni HII da stelle OB massive (>8M Ͽ ), giovani (< yrs); UV, a 2000Å emissione di stelle A giovani e massive (2-5 M Ͽ ). Va corretto per estinzione delle polveri

11 La SFR per unità di massa è regolata dal contenuto totale di gas SCHMIDT LAW => dipende dalla deficenza totale di gas (HI+H 2 )

12 la morfologia della formazione stellare è stata studiata in dettaglio negli ammassi (difficile!), con risultati controversi: c è un troncamento della SF nei dischi esterni? (ram pressure) c è eccesso di SF dovuto a caduta di gas al centro? (tidal) Ram pressure Tidal, harassment

13 Gli ammassi di galassie

14 La distribuzione delle galassie non è uniforme; ammassi= associazioni con più di 50 oggetti entro due magnitudini dalla terza galassia più luminosa. Distribuzione radiale ~R 1/4 raggio effettivo R e ~ 1-2 h -1 Mpc Core radius r c : Raggio medio: 250 h -1 kpc 3 h -1 Mpc Velocità di dispersione s (linea-di-vista): 800 km s -1 Mass-to-light ratio Γ: 250 h Γ Ͽ

15 Aggregazioni di punti massa che si muovono sotto attrazione gravitazionale reciproca, ma: sono dinamicamente giovani, oggetti virializzati piu massivi => oggetti al centro hanno fatto poche orbite, all'esterno stanno ancora cadendo (eg: Galaxy & M31); alta percentuale di galassie (~10-3 sul volume) => collisioni diventano importanti; Chandra X-ray: Abell 2029

16 Informazioni sulla geometria dalla distribuzioni dei raggi X emessi dal gas nel potenziale del cluster. 3c43

17 Interazioni mareali

18 Interazioni mareali fra coppie di galassie Agiscono su gas, polveri and stelle, materia oscura; l efficienza dipende dal legame gravitazionale => trasformazione morfologica selettiva. Forze mareali ~ M/R 3 => ci può essere rimozione efficiente del gas dall alone (dipenda da dimensioni e distanza oggetti) Simulazioni mostrano che perturbano più facilmente il gas HI periferico che non quello molecolare più interno nel potenziale. La formazione stellare (da osservazione e simulazioni) è accresciuta nel nucleo. Coppie in interazione Galassie di campo Kennicutt et al osservazioni

19 Interazioni mareali fra coppie Iono et al simulazioni Collisione (sx), disco 1 (mezzo) e disco 2 (dx). I contorni rappresentano la distribuzione stellare, la scala di grigi quella del gas. Ogni immagine è 14 kpc 2

20 Interazioni mareali fra coppie di galassie Si può quantificare usando un parametro: P gg (M comp (d/r /M gal ) gal 3 ) Con P gg (funzione del rapporto di massa alone/disco) M comp la massa compagna, M gal and r gal massa e raggio ottico della spirale d la separazione fra le galassie. Byrd & Valtonen (1990): Q 0 = halo-to-disk mass ratio vs parametro di perturbazione per 23 valori di Q 0 (simulazioni)

21 Interazioni mareali fra coppie di galassie MA: a causa delle alte velocità durano poco (soprattutto rispetto a interazioni di campo) : t enc ~10 8 yr con un raggio galattico di ~10 kpc, M comp ~M gal e separazione media di ~200 kpc in un ammasso di 2 Mpc con 1000 oggetti, si calcola P gg ~10-4, molto minore di quello critico per la caduta di gas. la frequenza degli incontri t relax -1 ~10-10, rispetto all età dell universo, è trascurabile Oggetti in interazione sono difficilmente identificabili perchè le code mareali vivono poco (poco legate).

22 Interazioni mareali di galassie con potenziale Più efficienti, data la massa dei clusters > M Ͽ A seconda del parametro di impatto il disco è perturbato con un bulge o strutture a spirale; aumenta lo spessore. Alcuni modelli mostrano che c è accelerazione di nubi molecolari che cadono al centro => aumento di pressione cinetica induce star formation (consuma gas su tempi lunghi). Byrd & Valtonen (1990): distorsione di galassia a spirale con alone 3 volte ca il disco.

23 Interazioni mareali di galassie con potenziale Parametro di perturbazione: Con R la distanza della galassia dal centro dell ammasso. P gc (M (R/r cluster /M gal ) gal 3 ) Se P gc è critico, il gas è portato al centro della galassia, favorendo l attività nucleare, su tempi di yr. L interazione è ancora inefficiente nel rimuovere il gas esterno fuori dal raggio mareale (non giustifica le deficienze di HI osservate)

24 Interazioni mareali di galassie con potenziale Parametri di perturbazione: P gc = 0.28 per Coma, 0.16 per A1367 e 0.06 per Virgo, alla distanza di R=500 kpc dal centro dell ammasso. Data relazione empirica: Log(M gal [M sol ]) Log(r gal [kpc]) LogM gal R r gal =30 kpc R=200 kpc r gal =5 kpc R=800 kpc

25 Harassment

26 Le immagini HST hanno mostrato che c è una trasformazione nei cluster su un look-back time di 4-5 miliardi di anni (pochi tempi orbitali del cluster). La componente di campo evolve più lentamente Modello per l effetto Butcher-Oemler effect : i. Meccanismo per creare galassie disturbate con SF accresciuta. ii. Contesto cosmologico che giustifichi la sua efficienza a z~4 iii. Identificazione dei residui di questi oggetti negli ammassi oggi. Kauffman (1995) ha mostrato che il clustering gerarchico produce un incremento a z~0.4, quando un oggetto entra nell ammasso.

27 Coma cluster a z=0.023; quasi tutti gli oggetti intorno alle due ellittiche dominanti sono E o S0. Immagine HST di CL0939 a z=0.41; è dominato da spirali; molte appaiono disturbate anche se non si vedono oggetti nelle vicinanze; c è intensa formazione stellare. La popolazione di Ellittiche brillanto è già presente a z=0.41; la differenza nelle popolazioni è più drammatica ad almeno due magnitudini più deboli di L *

28 Moore (1996, 1998, 1999) ha proposto il galaxy harassment = Incontri galassia-galassia ad alta velocità, ravvicinati ( 50 kpc) con il potenziale dell ammasso => l harassment delle spirali a bassa luminosità produce le dwarf ellittiche osservate a z=0. Visualizzazione della superficie del residuo mareale di stelle da una galassia che ha subito harassment 4 miliardi di anni fa.

29 Harassment: Simulazioni Dipende dalla frequenza collisionale, dalla forza delle collisioni, dal campo mareale dell ammasso e dalla distribuzione del potenziale. Simulazioni (sia puramente gravitazionali che idrodinamiche) di spirali a bassa massa (L /5 and L /20 - maggiormente perturbate) mostrano che la materia oscura è più facilmente rimossa delle stelle. All inizio una consistenze frazione (più del 50%) delle stelle sono rimosse; poi aumenta l energia di legame rendendo il meccanismo meno efficace. Produce star-bursts, e la perdita di momento angolare fa cadere il gas al centro. L effetto dell harassment aumenta (debolmente) con la brillanza superficiale centrale, con le dimensioni del disco, e la velocità di dispersione. Moore et al. hanno ottenuto sistemi in accordo con le osservazioni.

30 Confronto fra immagini sintetiche da Moore et al. (1996) (sinistra), e osservazioni (destra) [distribuzione stellare smussata per risoluzione]. a) Galassia a spirale disturbata nell ammasso CL1447, e modello di galassia 150Myr dopo un incontro. L oggetto perturbante si è già spostato di 200kpc. b) NGC4438- vicino al centro di Virgo. La compagna non è responsabile dell interazione Modello a 1Gyr nel cluster: la coda di materiale è stata distorta ulteriormente.

31 c) Una galassia a spirale del cluster CL0939 con un anello, spesso osservato nelle simulazioni di harassment. d) Dwarf ellittica di Coma confrontata conu un modello di galassia dopo 3Gyr di evoluzione.

32 Ram Pressure

33 Gunn & Gott (1972): il mezzo interstellare ISM è strappato dalle galassie che si muovono ~1000 km s -1 attraverso il mezzo intergalattico caldo (~ K) e denso (~ atomi cm -3 ) dalla ram-pressure. (l IGM era stato predetto dopo le osservazioni delle code radio delle radio galassie, prima che le osservazioni X lo detettassero). La Ram-pressure rimuove il ISM se supera la pressione gravitazionale: 2 G IGM v 2 gal A causa del potenziale minore, la rimozione del gas è più efficiente nelle dwarf irregolari che in spirali giganti. star La componente stellare vecchia non è perturbata. gas

34 Ram Pressure: Simulazioni Le simulazioni variano nella scelta di: profili di densità, orbite delle galassie in ammasso, potenziale interno delle galassie, star formation (consumo del gas e riformìnimento ). Tutte mostrano che la ram-pressure è efficiente su tempi scala di ~10 9 yr, confrontabili con il tempo di crossing dell ammasso. L efficienza dipende dall inclinazione del disco rispetto alla traiettoria => interazioni face-on più efficienti. Nubi con densità superficiale < g cm -2 possono essere strappate => le nubi molecolari non sono affette, con densità superficiale ~ 10-2 g cm -2 Interazioni idrodinamiche tra l ISM freddo e l IGM caldo causano aumento della pressione esterna, instabilità termica e moti turnbolenti => si ha aumento delle collisioni fra nubi e loro collasso, che potrebbero incrementare la formazione stellare.

35 Si può quantificare l incremento della SF su tempi scala brevi (~10 8 yr) di un fattore 2 => da 0.1 a 0.5 M Ͽ yr -1, 8 Myr dopo il collasso della nube. SF è maggiore durante il passaggio nelle zone esterne del cluster, dove l IGM è meno denso, che non al centro dove la rimozione del gas sopprime la formazione stellare. Su tempi maggiori la SF decresce a causa della rimozione del gas HI => galassie quiescienti. Ci si aspetta una diminuzione del gas molecolare consumato dalla star formation. Ram-pressure dovrebbe essere più efficiente su oggetti a piccola massa, ma le osservazioni non confermano. (MA c è bias osservativo: ad una data sensibilità HI gli oggetti deficienti sono più difficli da osservare)

36 NGC4848- Coma

37 CGCG in A1367

38 NGC4254

39 Conclusioni

40 Intra Cluster Light Caratteristica comune dei cluster: luce diffusa, a bassa brillanza superficiale => Difficile da stimare a grandi raggi!

41 Intra Cluster Light Stelle strappate da interazioni? MA: 1- luce è fino a 1/3 della luminosità totale, troppa per esser giustificata cosi! 2- profilo segue quello delle galassie fino a 5 raggi di core; se fosse dovuto a interazioni più interno! Immagine ESO

42 L importanza relativa dei diversi processi dipende da parametri difficili da quantificare. Effetti delle perturbazioni: a) Interazioni gravitazionali inducono caduta del gas al centro con conseguente aumento della nuclearità. Scaldano il disco e aumentano il rapporto bulge/disco. Sono più efficienti su oggetti a bassa luminosità e bassa brillanza superficiale. Trasformano spirali in lenticolari. Interazioni mareali con il potenziale difficilmente rimuovo l HI esterno (r di troncamento > del raggio del gas) => non giustificano deficienza di idrogeno osservata. b) Interazioni con IGM (ram pressure) sono efficienti nel rimuovere il disco esterno di gas e diminuire la formazione stellare, ma non giustificano segregazione morfologica (non aumentano rapporto bulge/disco).

43 Efficienza in funzione della distanza dal centro dell ammasso: Le interazioni galassia-cluster IGM sono più efficienti vicino al centro dove densità e temperatura, e velocità della galassia, sono maggiori (il campo mareale raggiunge un massimo al raggio di core). Anche se le interazioni sono veloci, la frequenza degli incontri è massima nelle regione più dense. Harassment (grazie all azione combinata degli incontri galassia-galassia e galassia-campo) potrebbe essere efficiente anche in periferia.

44 Tempi scala Componenti interessate Star formation Gas Tidal Interactions (coppie) Durata ~10 8 yr Freq ~10 10 yr gas, polveri, stelle, materia oscura Non signf (nel nucleo) Rimosso da alone (se R grande) Più HI che H 2 Poco frequenti, poco efficaci Tidal Interactions (potenziale) SF su t yr Gas, stelle Nucleare (e nel disco) Accelerazione nubi H 2, gas infall, rimozione oltre r t Formazione di barre, disco perturbato, non giustifica def_hi Harassment Molti tempi di crossing Materia oscura, stelle (poco) Star-bursts multipli; stelle rimosse (inizio) Cade al centro Agisce su lowmass; aumenta con Σ Ram Pressure ~10 9 yr Gas, stelle S.Vecchie: imperturbate SF: accentuata in ~10 8 yr CO: imperturbato HI: rimosso Giustifica def_hi; più efficiente su law-mass (?)