Astrofisica delle Galassie I

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1 Astrofisica delle Galassie I parte V Le galassie dell universo vicino Laurea Specialistica in Astronomia AA 2006/07 Alessandro Pizzella

2 Sommario 1) Il gruppo locale. 2) L ammasso della Vergine 3) Piano supergalattico

3 Cosa é il gruppo locale? Il gruppo locale (LG = Local Group) é il sistema in cui si trova la nostra galassia Consiste di circa 35 galassie Sono per lo piú Ellittiche nane (de) e sferoidi nani (dsph) Alcune nane irregolari (dirr) È dominato da 2 galassie a Spirale giganti: la Via Lattea ed Andromeda Le 2 galassie a spirale sono circondate da un gruppo di galassie nane

4 Il numero di componenti varia di anno in anno. In genere si scoprono 4-5 nuovi membri per anno. Il LG non é completo. Vi sono delle zone non sondabili come dietro alla via lattea. Altrimenti, galassie nane deboli piú lontane di ~500 kpc sono difficili da individuare. Si puó stimate una completezza al 75%

5 Membri del Gruppo Locale Spirali M31 - Andromeda Vi sono solo 3 galassie a spirale: MW, M31 and M33 M33 - Triangulum Milky Way (in infrarosso) Contribuiscono al ~90% della luce e al ~90% della massa del LG M32 Ellittica

6 Il gruppo locale

7 Via Lattea E nubi di Magellano

8 LMC Large Magellanic Cloud Grande nube di Magellano

9 LMC.

10 Le LMC e SMC si possono risolvere in stelle

11 E possibile cioe studiarne le stelle una ad una (e quindi ottenere diagrammi magnitudine-colore, etc.

12 Recentemente é stata individuata una galassia nana (Sagittarius Dwarf) che é ormai nella fase finale di un processo di merging con la nostra galassia. Il corpo della galassia si trova quasi dietro al centro galattico, ma la coda mareale di stelle ormai strappate forma una lunga scia che praticamente circonda la Via Lattea in posizione quasi polare. Le stelle che appartengono alla nana si individuano tipicamente dal diagramma colore-magnitudine che permette di separare le stelle di campo (cioé della nostra galassia) da quelle della nana.

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14 Il LG non e un gruppo compatto come questo

15 Ammasso della Vergine Circa 150 galassie maggiori di vari tipi morfologici ed almeno 1000 galassie nane. Nel centro vi sono 3 galassie ellittiche giganti M84, M86 e M87. Queste si sono probabilmente formate dall unione di molte galassie piccole e sono tutte e tre molto piú massicce della nostra galassia. L ammasso ha una emissione diffusa di raggi X (gas caldo). M84~-21.4 M86~-21.8 M87 ~ -22

16 Distribuzione delle velocitá radiali di galassie a spirale ed ellittiche nell ammasso della Vergine. La distribuzione delle velocitá é approssimativamente gaussiana con = 650km/s.

17 Confronto tra la velocitá radiale di galassie a spirale con curva di rotazione disturbata e non nell ammasso della vergine. Si nota una significativa differenza tra le due distribuzioni.

18 I dintorni del gruppo locale Molti piccoli gruppi/ammassi sul bordo del superammasso della Vergine. Vicini piú vicini: gruppo Antlia-Sextante a DLG = 1.7 Mpc; gruppo Sculptor a DLG = 2.4 Mpc; gruppo IC342/Maffei a DLG = 3.2 Mpc; gruppo di M81 a DLG = 3.5 Mpc PerseusPisces superclust er Hydra-Centaurus supercluster (contains Virgo cluster) Siamo qui!

19 Il piano supergalattico La distribuzione delle galassie nel piano del cielo non é uniforme. Si é visto che molte galassie si trovano lungo un cerchio massimo. Questo é visibile come 2 strisce curve in una mappa come quella riportata qui sotto dove é mostrata la disposizione delle galassie in coordinate galattiche. La banda vuota orizzontale delinea l equatore galattico dove, a causa dell assorbimento galattico, non si riescono a vedere galassie.

20 Questo cerchio massimo altro non é che un piano visto dal di dentro. La nostra galassia si trova quindi su una superficie dove sono distribuite galassie. Questo piano viene chiamato piano supergalattico. È utilizzato anche per definire le coordinate supergalattiche. È un sistema analogo al sistema di coordinate galattiche solo che il centro é in una posizione diversa (cioé nel piano supergalattico in direzione del grande attrattore). Il centro supergalattico é in posizione b=0 l= in coordinate galattiche oppure 02h49m14s, +59:31:42 in coordinate equatoriali, il polo supergalattico in posizione b=47 l=6 o 18h55m01s; +15:42:32.

21 Ecco un altra mappa simile

22 Ammasso di Coma (Coma Cluaster) in banda X D~100Mpc Ammasso ricco >1000 galassie

23 Coma nel visibile (circa 20 x20 ). Le due galassie brillanti sono NGC 4874 e NGC 4889

24 Distribuzione delle velocità delle galassie di Coma.

25 Ammassi di Galassie George Abell nel 1958 fu il primo a studiare in maniera sistematica gli ammassi di galassie. Il catalogo attualmente più completo é quello di Abell, Corwin ed Olowin (1989) che contiene 4073 ammassi. Molti ammassi sono ancora indicati con i numeri di questo catalogo (Abel 1234 etc.). Ammassi ricchi ACO hanno definito il seguente criterio per classificare come ricco un ammasso: deve avere almeno 50 membri con magnitudine m<m3+2 dove m3 indica la magnituine del terzo membro più brillante. La Classi di ricchezza é definita come il numero N di galassie con magnitudine m3<m<m3+2 secondo lo schema:

26 Abell ha classificato come regolari gli ammassi a simmetria circolare concentrati nel centro (a mo di un ammasso globulare). Ammassi di questo tipo sono ricchi di S0 ed ellittiche. Alcuni di questi sono tra i più ricchi con oltre 1000 membri. Appartengono a questa classe Coma, e Corona Boreale. Gli altri ammassi sono classificati come irregolari. Tra questi vi sono Virgo ed Ercole. Oemler nel 1974 ha individuato le seguenti classi: cd clusters hanno una (a volte 2) galassia dominante cd nel centro. Contengono galassie ellittiche, lenticolari e a spirale secondo un rapporto 3:4:2. Solo il 20% sono quindi galassie a spirale. ammassi ricchi di spirali hanno un rapporto E:S0:S del tipo 1:2:3 I rimanenti ammassi sono classificati come ammassi poveri di spirali ed hanno un rapporto 1:2:1 Secondo Abell vi é una relazione tra la struttura di un ammasso e il contenuto di galassie. Questo é stato quantificato da Oemler che ha stabilito le seguenti relazioni: - cd clusters -> sono regolari, ricordano un ammasso globulare. La densità di galassie aumenta rapidamente verso il centro. Ammassi ricchi di spirali -> irregolari non sono simmetrici e sono poco concentrati - Nel caso degli ammassi cd il numero di galassie a spirale diminuisce marcatamente verso il centro (relazione di Dressler).

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28 Galassie nell ammasso del Perseo

29 Ammassi di galassie