pc pc. massa M G M 75-80% DM, 15-20% disco, <5% bulge+alone
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- Norberto Massaro
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1 Cap. Via Lattea pc pc 2 kpc 15 kpc 8 kpc dati principali raggio G~15 kpc (stelle), ~18-20 kpc (HI); distanza del Sole dal centro Galattico 8 kpc Luminosità L G L massa M G M 75-80% DM, 15-20% disco, <5% bulge+alone BH centrale M M periodi di rotazione: dintorni solari ~240 Myr (anno galattico), bulge ~10 Myr
2 galassie esterne classificazione di Hubble (1936) classificazione moderna (Hubble modificata) L~100 LG >100 kpc [ Via Lattea: tipo intermedio ] L~10-5 LG ~100 pc galassie nane esempi: Sa M65 M104
3 esempi: Sb M77 M81 M31 esempi: Sc M100 M33 M74 M101
4 esempi: SB (spirali barrate) M91: SBb M83: SBa M87: E0 M109: SBc esempi: ellittiche e S0 NGC 3115: S0 M49: E1 M84: E3
5 brillanza superficiale l immagine non è puntiforme ma estesa, occorre descrivere la radiazione per unità di angolo solido occupato dalla sorgente energia per unità di tempo, area e angolo solido d α = D/d D S = D 2 a piccole distanze e non tenendo conto della espansione dell Universo I = F α 2 = L/4πd2 D 2 /d 2 = L 4πD 2 in un Universo statico la brillanza superficiale non dipende dalla distanza misurata in valori tipici al centro delle galassie L /pc 2 o in mag/arcsec 2 ( µ) µ B 18 mag/arcsec 2 µ 16 mag/arcsec 2 (al bordo è normalmente più debole della brillanza del cielo) brillanza del cielo se si tiene conto della cosmologia le cose cambiano: la brillanza dipende fortemente dal redshift L/4πd 2 L/4πd 2 L D 2 /d 2! D 2 /d 2 A } I = I o (1 + z) 4 distanza di diametro angolare d A = D/ (v. cap.5) rotazione differenziale le stelle e il gas ruotano nel piano galattico con orbite quasi circolari, ma con velocità crescente verso il Centro Galattico la rotazione differenziale influenza il moto apparente rispetto al Sole, e fu infatti scoperta dal moto delle stelle vicine e poi spiegata da Oort (1927) verso il Centro Galattico vediamo stelle procedere in avanti e nella direzione opposta rimanere indietro. stelle sulla stessa orbita galattocentrica del Sole hanno la stessa velocità in modulo, ma la velocità relativa ha una componente trasversale
6 segno aspettato di Vr per differenti velocità radiali (relative al Sole) Vr = V cos α Vo sin l + - S l cos sin(π/2 + α) sin l = o! " V Vo Vr = o sin l o questo è valido non solo per le stelle, ma anche per il gas, che è meglio osservato nel radio, per esempio HI 21 cm, CO 2.6 mm curve di rotazione Vr = o sin l! V Vo o " se possiamo misurare Vr a varie distanze: Vr V () velocità di rotazione per le stelle è problematico: assorbimento da parte della polvere per l HI le osservazioni sono nel radio a 21cm. per determinare i raggi delle orbite circolari usiamo il metodo del punto tangente: l orbita della nube n.4 è tangente alla linea di vista o otteniamo = o sin l, e Vr è massima Oort 1952 contributi di varie nubi lungo la linea di vista valido per <o, altrimenti occorre usare altri metodi si trova che V() è circa uniforme nelle parti esterne della Via Lattea
7 materia oscura per una configuarzione a simmetria sferica, l accelerazione centripeta di una stella in orbita circolare a distanza galattocentrica è determinata dalla massa interna al raggio, M(<): GM (< ) V 2 () = 2 perciò la misura di V() fornisce direttamente la massa: una configurazione a disco F GMm/ [ per e la formula dà M(<) con errore ~10-15% ] M (< ) = V 2 /G 2 V siccome V() non decresce, M deve crescere almeno come curva di rotazione se M è confinato entro un dato raggio o, M(<)=const per >o allora V~-1/2 (caso Kepleriano) o ci deve essere altra materia, oltre quella visibile in stelle, la materia oscura (DM), che si assume distribuita in un alone oscuro materia oscura DM rende conto di ~80% della massa totale: di che cosa è costituita? WIMPs: e/o weakly interacting massive particles (neutralini, gravitini, assioni...) difficili da rivelare direttamente [materia oscura non-barionica] MACHOs: nell Universo: massive compact halo objects (black hole, pianeti, nane brune, nane bianche...) rivelabile per gli effetti di microlensing gravitazionale [materia oscura barionica] (nucleosintesi nel Big bang) vis M 0.3 la maggior parte della materia è DM Bh la maggior parte della DM è non-barionica una parte è anche barionica
8 WIMPs Livio & Silk 2014 interazioni con materia ordinaria in rivelatori sotterranei raggi gamma di alta energia da annichilizioni nel Centro Galattico prodotti di collisioni ad alta energia di particelle ordinarie negli acceleratori WIMPs potrebbero risiedere anche all interno delle stelle, forse causando fenomeni esotici tipici candidati: neutralino, gravitino, assione masse aspettate nel range 10 GeV-100 TeV MACHOs lensing gravitazionale secondo la elatività Generale, la luce che passa a distanza b da una massa M è deflessa di un angolo α 4GM bc 2 possiamo calcolare dove sarebbe l immagine di una stella se davanti viene posta una massa M che agisce come una lente gravitazionale in assenza della lente, vedremmo la stella in S, ad un angolo con la lente L (supponendo d S y ) = 2 s b β = y/d S siccome la lente devia di un angolo α, la vediamo in I, ad un angolo θ x/d S con la lente L inoltre x y αd LS [ ] s=2gm/c 2 = raggio di Schwarzschild e b θd L allora: θ β = x y d S = αd LS = 1 4GM 1 d S d S c 2 d LS θ2 E θd L θ
9 raggio di Einstein θ E = 2 S d LS d L d S θ β = 1 4GM 1 d S c 2 d LS θ2 E θd L θ è chiamato raggio di Einstein θ 2 βθ θe 2 =0 θ ± = β ± β 2 +4θ si ottiene: and E 2 2 se la lente e la sorgente sono perfettamente allineate, con β =0, ci aspettiamo di vedere un anello di luce (anello di Einstein) con raggio angolare θ E con β > 0 abbiamo due immagini: θ + > β giace al di fuori del raggio di Einstein, θ + > θ E θ è invertita e giace entro il raggio di Einstein, dal lato opposto della lente esempio assumiamo che la Lente sia un oggetto con M L =1M e che osserviamo una stella a distanza ds = 2dL Lens Star * allora il raggio di Einstein è: E = r 2 S d LS d L d S = r S d L = s d L,kpc s 1 d L,kpc arcsec [ 1 rad arcsec] è chiamato microlensing a causa della piccolezza dell angolo
10 lente in movimento le due immagini non sono risolte ma il loro flusso complessivo viene amplificato in funzione della distanza angolare fra lente e sorgente. per una lente in movimento la distanza cambia nel tempo S β 2 o +(µt) 2 β o µt L si trova una amplificazione in funzione del tempo data dalla seguente espressione: F I F S θ E /2β o [1 + (µt/β o ) 2 ] 1/2 MACHOs gli venti di microlensing sono acromatici, perché la deflessione è indipendente dalla lunghezza d onda. allora sono osservati in due bande per controllo, e per cercare la curva di luce tipica che li distingue da altre sorgenti variabili (stelle, quasar, occultazioni planetarie)
11 galassie a disco le stelle nei dischi delle spirali ed S0 sono dinamicamente fredde : quasi tutta l energia cinetica è in forma ordinata rotazionale, mentre i moti casuali contribuiscono circa il 5% le S0 differiscono dalle spirali per il fatto che non mostrano struttura spirale nel disco: diversamente dalle spirali, hanno perso il gas, o lo hanno consumato e convertito in stelle le galassie a disco sono sistemi compositi, che contengono anche un Alone povero di metalli ed un Bulge nel centro generalmente e` presente un ammasso stellare nucleare, e in molti casi un black hole supermassivo moto del gas per un orbita circolare nel disco possiamo applicare l equazione: V 2 () = GM(< ) 2 ed ottenere una stima approssimata della massa entro il raggio : M(< )=V 2 ()/G l alone oscuro viene modellato con un profilo di densità della forma 4πGρ H (r) = V 2 H r 2 + a 2 H che può essere tradotto nella seguente curva di rotazione: V 2 () =V 2 H[1 (a H /) arctan(/a H )] infatti: V 2 () = G Z 0 H (r)4 r 2 dr = V 2 H Z 0 r 2 r 2 + a 2 dr = VH 2 H 1 a H arctan a H
12 curve di rotazione curva di rotazione di NGC 7331: il contributo dell alone oscuro è determinato in modo che, una volta aggiunto alle altre componenti, si ottenga la curva di rotazione osservata le velocità delle diverse componenti si sommano quadraticamente V 2 = GM disk + GM bulge + GM gas V 2 = V 2 disk + V 2 bulge + V 2 gas + V 2 halo + GM halo sequenza delle galassie a disco (parte dello schema più generale comprendente anche le ellitttiche) Astrophys. J., 64, 321 (1926)
13 sequenza delle galassie a disco Hubble: sequenza delle galassie a disco le varie proprietà sono strettamente correlate
14 spesso le survey utilizzano classificazioni automatizzate. tuttavia la classificazione visuale è sempre importante: volontari non professionisti collaborano al progetto Galaxy Zoo per aiutare a classificare circa un milione di galassie dalla Sloan Digital Sky Survey spettri delle galassie a disco spettro più forte nel blu: formazione stellare [OII] Hβ [OIII] Hα+[NII] spettro più forte nel rosso
15 galassie ellittiche le galassie ellittiche sono quasi prive di gas, eccetto al centro. non hanno disco, e mostrano invece una forma arrotondata, che corrisponde a differenti forme vere tridimensionali, sferoidi oblati e prolati ed ellissoidi triassiali oblato prolato triassiale solitamente le galassie ellittiche non ruotano, specialmente le più luminose, che hanno tipicamente forma triassiale e sono spesso sorgenti X. prevalgono moti stellari disordinati, quantificati dalla dispersione delle velocità 3 classi di luminosità: giganti L > L L intermedie L > L nane L < L dal rapporto fra i semiassi apparenti si definisce l ellitticità ϵ =1 b/a e poi la classificazione En n = 10, n apple 7 materia oscura tipicamente le galassie ellittiche non ruotano e allora il metodo della curva di rotazione è inapplicabile. tuttavia ci sono eccezioni. per esempio la galassia NGC 5266, classificata E4, ha una striscia di polvere lungo l asse minore. mappando l Idrogeno a 21cm, si misura velocità di rotazione di 250 km/s che consentono di stimare la massa della galassia e della sua materia oscura molte galassie ellittiche contengono nelle regioni centrali gas caldo che emette radiazione X per bremsstrahlung, in tali casi possiamo studiare la distribuzione di massa attraverso l equazione di equilibrio idrostatico usando l equazione di stato con, per una composizione chimica circa solare, si trova ρ(r) T (r) p = ρ kt µm p µ =0.6 M(< r)= dove e sono forniti dall analisi delle mappe X. per esempio si trova per NGC1399, M(<100 kpc) ~ M dp dr = ρ(r)gm(< r) r 2 k r 2 d µm p Gρ(r) dr ( ρt ) tuttavia si tratta di casi piuttosto peculiari, normalmente le informazioni sono più difficili
16 la nostra Galassia fa parte del Gruppo Locale 1Mpc M31 M33 oltre alle tre spirali sono presenti molte galassie nane M 31, Andromeda un po più grande della Via Lattea 50% più luminosa disco più grande, circa il doppio più alta velocità di rotazione, V()~260 km/s, ~20% in più ammassi globulari più numerosi, 300 (la Via Lattea ne ha 130) M31(Sb) M32 (E2) dimensioni angolari ~3o NGC 205 (de) enormi! satelliti: M32 (E2) + 3 de + almeno 6 dsph BH centrale con M 106 M in questa immagine la brillanza superficiale è aumentata artificialmente ma le dimensioni sono corrette
17 M 33, galassia Triangolo piccolo bulge: Sc o Scd dimensioni circa metà della Via Lattea V()~120 km/s non c è evidenza di un BH centrale supermassivo forte sorgente X centrale + molte più deboli galassie nane questa immagine è una sovrapposizione di continuo ottico e radiazione di riga H α (rosa), che segnala i luoghi di forte formazione stellare Grande Nube di Magellano (LMC): SBm Sculptor: dsph
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