Fisica delle Galassie (incl. Astronomia Extragalattica)

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1 Fisica delle Galassie (incl. Astronomia Extragalattica) AA 2011/2012 Alessandro Marconi Dipartimento di Fisica e Astronomia Guido Risaliti INAF-Osservatorio Astrofisico di Arcetri

2 Contatti e Materiale Didattico Alessandro Marconi alessandro.marconi@unifi.it tel: Largo Fermi 2 Guido Risaliti risaliti@arcetri.astro.it tel: Largo Fermi 5 Porta Romana Osservatorio di Arcetri Poggio Imperiale Dipartimento di Fisica e Astronomia Villa il Gioiello Pian dei Giullari Dove trovare le lezioni Didattica A. Marconi Fisica delle Galassie (2011/2012) 2

3 Bibliografia L.S. Sparke & J.S. Gallagher, III Galaxies in the Universe. An Introduction. Cambridge University Press P. Schneider Extragalactic Astronomy and Cosmology. An Introduction. Springer M. Longair Galaxy Formation Springer ( Cosmologia) J. Binney & S. Tremaine Galactic Dynamics Princeton University Press 3

4 La formazione delle strutture Al momento della ricombinazione (t~1 Myr, z~1100): universo omogeneo e isotropo (ΔT/T~ 10-5, Δρ/ρ~ 10-3 ) Adesso (t~13.5 Gyr, z~0): universo è ancora omogeneo e isotropo ma si sono formate molte strutture galassie, ammassi, superammassi. Come si sono formate le strutture ed in particolare le galassie? Cosmologia Quali sono le proprietà fisiche delle galassie e delle loro componenti? Questo corso 4

5 Brillanza νfν [nw m -2 sr -1 ] Cosmic Microwave Background Universo Primordiale ( Cosmologia) Cosmic Infra-Red Background Galassie Cosmic Optical Background L emissione del fondo cosmico rappresenta la traccia fossile dell attività dei barioni dalla formazione dell universo ad oggi. Cosmic X-ray Background Nuclei Galattici Attivi Frequenza [Hz]

6 I costituenti dell universo 70% Dark Energy 26% Dark Matter Solo il 4% dell universo è costituito da materia ordinaria, il restante 96% è ignoto! Galassia Stelle 4% Barions Gas Nucleo Attivo e grande Buco Nero Materia Oscura Polvere 6

7 Argomenti del corso Galassie proprietà osservative (fotometriche e spettroscopiche) relazioni strutturali popolazioni stellari e formazione stellare abbondanze di metalli evoluzione cosmologica modelli di formazione Mezzo interstellare gas fotoionizzato polvere Nuclei galattici attivi e buchi neri proprietà osservative componenti (Broad Line Region, Toro, Narrow Line Region, Getti radio) buchi neri (GR, misura delle masse, relazione massa-galassia) disco di accrescimento processi di emissione nelle varie bande evoluzione cosmologica Co-evoluzione di Galassie, Buchi Neri e Nuclei Attivi

8 Richiami di Astrofisica Stellare

9 Richiami di Astrofisica Stellare Luminosità, flusso e intensità della radiazione Emissività, assorbimento, equazione del trasporto radiativo Lunghezze e distanze Risoluzione spaziale delle osservazioni Masse e raggi stellari Corpo nero Fotometria, magnitudini, colori Spettri stellari e classificazione spettrale delle stelle Abbondanze degli elementi Diagramma Hertzsprung-Russel Produzione di energia nelle stelle Evoluzione stellare 9

10 Richiami su la Via Lattea

11 Le Galassie: tipi morfologici Lezione 1

12 I Primi Cataloghi di Galassie Grazie all utilizzo del cannocchiale inventato da Galileo, nel XVIII secolo è ormai ben nota l esistenza delle nebulose (nebulae). Oggetto di discussione diventano ben presto le nebulose a spirale. Attorno al 1750 Thomas Wright e Immanuel Kant sono i primi a speculare che le nebulose a spirale siano sistemi di stelle come la Via Lattea, collocati a grande distanza da essa (island-universe hypothesis). Charles Messier nel periodo compila il suo catalogo di ~100 oggetti nebulari. Il Catalogo di Messier contiene nebulose galattiche (es. nebulosa del Granchio M1, nebulosa di Orione) e galassie esterne (es. galassia di Andromeda, M31). Anche William, Carolin e John Herschel nel periodo pubblicano a più riprese cataloghi con migliaia di oggetti nebulari. Oggetti nel Catalogo di Messier 12

13 I Primi Cataloghi di Galassie John Dreyer nel 1888 pubblica il New General Catalogue of Nebulae and Clusters of Stars. Contiene nebulose galattiche, ammassi di stelle e galassie. Gli oggetti vanno da NGC 1 a NGC 7840 (es. galassia M87 è NGC 4486, M31 è NGC 224, ecc.) Nel periodo pubblica due edizioni del Index Catalogue of Nebulae. Oggetti IC 1 fino a IC

14 The Great Astronomy Debate Nel 1918 Harlow Shapley propone il suo modello della Via Lattea: le sue dimensioni sono ritenute così grandi che non possono che racchiudere tutto l universo. Le nebulose a spirale devono essere strutture interne alla nostra Galassia ma altri astronomi guidati da Heber Curtis non sono d accordo. Nel 1920 viene svolto un dibattito davanti all Accademia Nazionale delle Scienze a Washington, the great astronomy debate. Quali sono le distanze delle spirali? Le spirali sono composte di gas o stelle? Perché le spirali evitano il piano della Via Lattea? Gran parte degli argomenti addotti a sostegno dell ipotesi di Shapley erano sofisticati ma sbagliati perché non consideravano bene errori osservativi e/o l estinzione da polvere. H. Shapley H. Curtis 14

15 The Great Astronomy Debate La controversia fu risolta nel 1923 da Edwin Hubble che identificò una variabile Cefeide in M31 (Andromeda) e ne stimò la distanza con la relazione Periodo-Luminosità ottenendo D=285 kpc. Troppo distante per essere nella nostra Galassia anche con le dimensioni esagerate di Shapley! Il valore moderno è ~ 770 kpc = lyr 15

16 Galassie nell universo Galassia con d=10 9 ly Hubble Ultra Deep Field Una delle immagini più profonde mai ottenute dal telescopio spaziale Hubble (Hubble Space Telescope, HST) con la Advanced Camera for Surveys (ACS) Field of View (FOV): = arcsec 2 TEXP: ~400 h Rivelate: ~10000 galassie Più distanti a z~6-7 (d~10 10 ly) 16

17 Dimensioni e numero galassie La galassia in figura ha dimensione angolare 10 ; se la sua distanza fosse, ad esempio, d = 10 9 Ly, la sua dimensione reale sarebbe D = D( ) d rad 1 = ly rad 1 = ly Stima del numero di galassie visibili nell universo, ovvero delle galassie che riuscirei se osservassi tutto il cielo con esposizioni tipo HUDF. HUDF contiene ~10 4 galassie (~10 stelle nel campo); campo di vista è 4 x 10 4 arcsec 2, densità di galassie su sfera celeste è φ gal = 10 4 gal arcsec 2 =0.25 gal arcsec 2 una galassia ogni 2 2 Tutto il cielo corrisponde ad angolo solido 4π steradianti; 1 sterad = 1 rad 2 Ω sky =4π rad 2 =4π deg = deg 2 = arcsec 2 π 17

18 Dimensioni e numero galassie ovvero in tutto il cielo si osserverebbe un numero di galassie pari a N gal = Ω sky φ gal gal queste sono tutte le galassie visibili (tipo HUDF) la cui distanza è inferiore all età dell universo (vedi lezione precedente). Per osservare tutto il cielo come HUDF occorrerebbe un numero di esposizioni pari a N exp = Ω sky = arcsec 2 FOV HUDF arcsec 2 = Siccome ciascuna esposizione richiederebbe 400h, la cosa non è ovviamente realizzabile. 18

19 Tipi morfologici Spirali Ellittiche Irregolari (alcune interagenti) 19

20 La classificazione di Hubble Diagramma a Forchetta di Hubble Spirali Normali Ellittiche Sferica Galassie Lenticolari Le S0/SB0 sono intermedie, con sferoide e disco ma nessuna struttura a spirale. o Ellittica schiacciata Spirali Barrate Bulge grande, braccia a spirale molto avvolte Irregolari Bulge piccolo, braccia a spirale poco avvolte 20

21 Galassie a Spirale Sono caratterizzate da: sferoidi (bulge) nucleari relativamente piccoli con stelle di popolazione II e stelle vecchie di popolazione I; dischi con braccia a spirale ricche di gas e polvere, con formazione stellare in corso e stelle giovani di popolazione I. barra Spirali barrate: sono i ~2/3 di tutte le spirali; hanno sferoidi nucleari con una struttura allungata a barra dai cui estremi si dipartono le braccia a spirale. 21

22 Galassie a Spirale NGC 7217: Sab NGC 1068: Sb M99: Sc NGC 3115: S0 Bulge/Disco: grande Avvolgimento della spirale: grande Definizione della spirale: poca piccolo piccolo molta NGC 936: SB0 S0/SB0: nessun braccio a spirale. NGC 4650: SBa NGC1073: SBc M91: SBb

23 Galassie Ellittiche Le galassie ellittiche: sono costituite principalmente da uno sferoide; sono prive di dischi, hanno poco gas e polvere e nessuna formazione stellare in corso; le stelle sono in gran parte di popolazione II. Ellittica gigante M87: E1 Ellittica M59: E5 La forma delle isofote delle galassie ellittiche sul piano del cielo varia da perfettamente circolare a fortemente ellittica. 23

24 Galassie Ellittiche M89 (NGC 4552): E0 M49 (NGC 4472): E4 M5 (NGC 4621): E5 Il numero che caratterizza un ellittica è N = int[10 (1-b/a)]. Non esistono ellittiche con N > 7 (ovvero non esistono E8, E9 ecc.). Questo schema non tiene conto della forma vera dell ellittica che è un ellissoide tridimensionale (in genere oblato o triassiale): Sfera: a=b=c c Sferoide oblato a=b>c b Sferoide prolato a=b < c a Sferoide triassiale a>b>c Oblato: a = b > c Prolato: a = b < c 24

25 Galassie Irregolari e Peculiari Irregolari: la Grande Nube di Magellano Le galassie Irregolari non hanno un bulge riconoscibile o delle braccia a spirale. Sono un mix caotico di gas, polvere e stelle (popolazione I). Spesso sono galassie satelliti ( Grandi Nubi di Magellano). Peculiari: la galassia "Antenna" Spesso sono in interazione con dei compagni ed hanno una grossa formazione stellare ( galassia Antenna ). 25

26 Galassie Irregolari Large Magellanic Cloud Small Magellanic Cloud IC 5252 NGC

27 La classificazione di Hubble Moti caotici Rotazione Diagramma a Forchetta di Hubble Non è una sequenza evolutiva! Spirali Normali Ellittiche Early types Sferica Galassie Lenticolari Le S0/SB0 sono intermedie, con sferoide e disco ma nessuna struttura a spirale. o Ellittica schiacciata Spirali Barrate Bulge grande, braccia a spirale molto avvolte Irregolari Late types Bulge piccolo, braccia a spirale poco avvolte 27

28 Tipi di Galassie Ellittiche: E distribuzione di luce regolare di forma ellissoidale Lenticolari: S0 sferoide centrale (bulge; simile a galassia ellittica) e disco senza braccia a spirale Lenticolari Barrate: S0B sferoide centrale, barra e disco senza braccia a spirale o presenza di polvere evidente (dust lanes). Spirali Normali: S o SA sferoide centrale e disco con braccia a spirale Spirali Barrate: SB sferoide centrale, barra e disco con braccia a spirale Irregolari: Irr nessuna struttura regolare riconoscibile Ellittiche e Lenticolari costituiscono le galassie Early Types in contrasto con le spirali (Late types). La sequenza delle spirali è stata estesa da de Vaucouleurs ai tipi Sd-Sm. 28

29 Ellittiche, Spirali e Irregolari Classificazione di Hubble rivista. cd cluster dominant (galassie centrali degli ammassi; circondate da un alone blu esteso) de dwarf elliptical dsph dwarf spheroidal dirr dwarf irregular (rivelate principalmente nel gruppo locale) Classificazione di Hubble rivista con il parametro T di de Vaucouleur 29

30 Ellittiche, Spirali e Irregolari Galassie Ellittiche: LB da 10 5 a più di LB ; masse da 10 7 a M ; diametri da alcuni ~0.1 kpc ad alcuni ~100 kpc. Oltre alle ellittiche normali esistono: galassie centrali di ammassi (cd): fino a d~1 Mpc, LB e M~10 14 M ; ellittiche nane (de): deboli e diffuse, non sono solo piccole, hanno proprietà strutturali distinte; dwarf Spheroidals (dsph): minimo in MB, solo satelliti della Milky Way (difficili da vedere); Blue Compact Dwarfs (BCD s): piccole, molto blu (stelle giovani e basse metallicità). de e dsph, non hanno rotazione ordinata. Galassie a Spirale: LB da 10 8 a meno di LB ; masse da 10 9 a M ; diametri dei dischi da 5 a 100 kpc; Lbul/Ldisk ~0.3 (Sa) ~0.05 (Sc). Per Sole LB ~ 0.12 L Irregolari: LB da 10 7 a LB ; masse da 10 8 a M ; diametri da 1 a 10 kpc. 30

31 E, S, Irr Proprietà lungo la sequenza di Hubble (Robert & Haynes 1994) log <Rlin/kpc> Medie Mediane (50 mo percentile) log <LB/LB > 75 mo percentile 25 mo percentile log <MT/M > log <MT/LB>

32 Ellittiche, Spirali e Irregolari Localmente, per galassie mediamente brillanti: ~ 70% spirali ~ 30% ellittiche/s0 < 3% irregolari. Ma la loro frequenza dipende dall environment... 29% 3% 68% Frazione della popolazione Spirali+Irr Ellittiche S0 Densità superficiale di galassie (# galassie Mpc -2 )

33 Ellittiche e spirali Si ritiene che una galassia ellittica sia il risultato del merging di due galassie a spirale. Più è denso l environment, maggiore è la probabilità di interazione e/o merging, maggiore è la frazione di ellittiche e S0. Colori indicano età stellare media da 10 7 yr (blu) a ~10 9 yr (rosso). L intensità indica la densità stellare proiettata (scalata logaritmicamente)

34 E veramente utile? Esistono dei problemi con la classificazione morfologica: è soggettiva ed è basata su materiale fotografico molto sensibile alla luce blue (p.e. nell infrarosso le braccia a spirale sono molto meno importanti). Si usa lo stesso perché è utile ed è correlata alle proprietà fisiche delle galassie che variano lungo la sequenza di Hubble: il colore integrato delle galassie passa dal rosso (early types) al blu (late types); le orbite delle stelle passano da prevalentemente caotiche (early types) a ordinate in dischi ruotanti (late types); il mezzo interstellare passa dall essere gas caldo che emette raggi-x (early types), a gas freddo che emette HI (late types); il tasso di formazione stellare in corso va da ~0 (early types) ad alcune M /yr (late types); l abbondanza degli elementi pesanti va da >Z (early types) a << Z (late types). 34

35 Databases utili Dati principali sulle galassie note (inclusa la bibliografia) NASA-IPAC Extragalactic database (NED) ( es. M 31, NGC 4594, Centaurus A) SIMBAD (non solo galassie, anche stelle) Digital Sky Survey (DSS) (survey ottica basata su lastre fotografiche) Two Micron All Sky Survey (2MASS) (J, H, K all sky) Sloan Digital Sky Survey (SDSS) (Immagini e spettri) SDSS J (spiral galaxy) SDSS J (quasar z~1.2) SDSS J (bright blue star) SDSS J (faint red star) SDSS J (the "voorwerp", star-forming region)