Astrofisica Generale Mod.B

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1 Astrofisica Generale Mod.B parte V Le galassie dell universo vicino Laurea Specialistica in Astronomia AA 2008/09 Alessandro Pizzella

2 Sommario 1) Il gruppo locale. 2) L ammasso della Vergine 3) Piano supergalattico 4) Ammassi di galassie

3 Cosa é il gruppo locale? Il gruppo locale (LG = Local Group) è il sistema in cui si trova la nostra galassia Consiste di circa 35 galassie Sono per lo più 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 più lontane di ~500kpc sono difficili da individuare. Si può stimate una completezza al 75%

5 Membri del Gruppo Locale M31 - Andromeda Spirali 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 cioè studiarne le stelle una ad una (e quindi ottenere diagrammi magnitudine-colore, etc.

12 Recentemente è stata individuata una galassia nana (Sagittarius Dwarf) che è 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 (cioè della nostra galassia) da quelle della nana.

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14 Il LG non é 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 più massicce della nostra galassia. L ammasso ha una emissione diffusa di raggi X (gas caldo). M87 MB=-22.0 M M

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

17 Confronto tra la velocità 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 dell'ammasso della Vergine la cui distanza è stimata essere di 17.6Mpc. Vicini più 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 è uniforme. Si è visto che molte galassie si trovano lungo un cerchio massimo. Questo è visibile come 2 strisce curve in una mappa come quella riportata qui sotto dove è 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 è che un piano visto dal di dentro. La nostra galassia si trova quindi su una superficie dove sono distribuite altre 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 è in una posizione diversa (cioè nel piano supergalattico in direzione del grande attrattore). Il centro supergalattico è 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. E il piano Supergalattico visto dall alto in modo da evidenziare la distanza delle galassie dalla nostra.

22 Ammasso di Coma (Coma Cluster) 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 è 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 magnitudine del terzo membro più brillante. La Classi di ricchezza è 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 è una relazione tra la struttura di un ammasso e il contenuto di galassie. Questo è 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).

27 Unendo i dati di diversi ammassi si può vedere che la frazione (rispetto al totale) di galassie ellittiche aumenta all aumentare della densità locale. Il contrario vale per le Spirali. Fuori dagli ammassi l 80% delle galassie sono a Spirale od Irregolari (Dressler et al. 1984)

28 La stessa cosa si può vedere spettroscopicamente Le galassie a spirale o irregolari, dove la formazione stellare è attualmente più forte, si trovano preferibilmente nei luoghi a bassa densità. Le galassie ellittiche, che hanno uno spettro di tipo ad evoluzione passiva dove la densità è alta (Miller et al. 2004)

29 Esempi di galassie cd M87 CD del Perseo

30 Galassie nell ammasso del Perseo