Proprietà delle galassie

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1 Proprietà delle galassie Enrico Maria Corsini Dipartimento di Astronomia Università di Padova Lezioni del corso di Astrofisica delle Galassie A.A

2 Sommario Morfologia Fotometria Cinematica Proprietà globali 2

3 Morfologia 3

4 Hubble: tipi morfologici È la classificazione più usata e fornisce la terminologia di base Hubble distingue le galassie in quattro famiglie: - galassie ellittiche (E) - galassie lenticolari normali (S0) e barrate (SB0) - galassie a spirale normali (S) e barrate (SB) - galassie irregolari (Irr) e le colloca lungo cosiddetto diagramma a diapason (tuning-fork diagram) 4

5 Hubble: diagramma a diapason Irr I Irr II Ellittiche Lenticolari Spirali Irregolari 5

6 Hubble: galassie ellittiche Forma (apparente) ellittica Struttura diffusa con poca evidenza di gas e polveri I sottotipi sono definiti sulla base dello schiacciamento apparente (ellitticità) En, n=0,1, 7 con n = 10 e = 10 (1-b/a) b e = 1 b/a a 6

7 b/a b/a tipo E0 E3 E5 E7 7

8 Hubble: galassie lenticolari Due componenti: sferoide centrale (bulge) e disco senza evidenza di bracci di spirale Due sottoclassi: normali (S0) e barrate (SB0) I sottotipi S01, S02, S03 sono definiti dalla: - prominenza delle polveri nel disco I sottotipi SB01, SB02, SB03 sono definiti dalla: - prominenza delle polveri e della barra 8

9 NGC 3245 S01 NGC 4111 S02 NGC 5866 S03 9

10 Hubble: galassie a spirale Due componenti: sferoide centrale (bulge) e disco caratterizzato dalla presenza dei bracci di spirale Due sottoclassi: normali (S) e barrate (SB) I sottotipi Sa, Sb, Sc sono definiti da tre criteri: - prominenza del bulge rispetto al disco - avvolgimento/apertura dei bracci a spirale - risoluzione del disco in stelle, nodi, regioni HII 10

11 di taglio di faccia Sa Bulge molto prominente Bracci molto avvolti Bracci poco risolti Sc Bulge poco prominente Bracci poco avvolti Bracci molto risolti 11

12 NGC 1302 Sa NGC 2841 Sb NGC 628 Sc NGC 175 SBa NGC 1300 SBb NGC 7741 SBc 12

13 Hubble: galassie irregolari Poca o nessuna simmetria Due sottoclassi: tipo I (Irr I) e tipo II (Irr II) - Irr I: fortemente risolte in stelle (a.e. LMC) - Irr II: caotiche e disturbate (a.e. M82) 13

14 LMC Irr I M82 (NGC 3034) Irr II 14

15 Galassie non classificabili 2% delle galassie non rientra nei tipi E, S0, S, Irr Si tratta soprattutto di sistemi disturbati e/o interagenti NGC 5128 S0+S pec NGC 4038/39 Sc (tides) 15

16 de Vaucouleurs: tipi morfologici È una classificazione tridimensionale De Vaucouleurs distingue le galassie secondo tre parametri: - Sequenza morfologica principale E-E+-S0--S0-S0+-Sa-Sb-Sc-Sd-Sm-Im - Presenza della barra SA = senza barra, SAB = barra debole, SB = barra - Tre varietà (r) = anello, (s) = prenza dei soli bracci a spirale, (rs) e le colloca lungo cosiddetto diagramma a fuso 16

17 de Vaucouleurs: diagramma a fuso 17

18 van den Bergh: tipi morfologici Distingue le galassie secondo due parametri: - Assenza/presenza del disco ellittiche (E) - galassie a disco (S0,A,S) - Abbondanza di gas nel disco S0 = no gas, A = poco gas, S = molto gas e le colloca lungo cosiddetto diagramma a tridente 18

19 van den Bergh: diagramma a tridente Sferoidi Dischi Lenticolari Anemiche Spirali D/B >10 19

20 Morfologia nel Gruppo Locale La Via Lattea e` una galassia a spirale SBbc Nel Gruppo Locale ci sono molte galassie irregolari e nane 20

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24 Hubble: evoluzione storica Irr I Irr II 24

25 Fotometria 25

26 Brillanza superficiale Per ciascun punto di una sorgente luminosa estesa si definisce come flusso brillanza superficiale = angolo solido unitario I = F/Ω è la SB in unità lineari (e.g. LE pc-2) µ = -2.5 log I + costante è la SB in unità di magnitudine (i.e. mag arcsec-2) [µ B =25 significa SB = 25 mag arcsec-2 in banda B] 26

27 la SB non dipende dalla distanza (nell universo locale): D A,L I= F= L / 4πD=2 L Ω A / D2 4πA Ω E F F = flusso misurato dall osservatore L = luminosità della sorgente A = area della sorgente D = distanza dall osservatore Ω = angolo solido sotteso dalla sorgente 27

28 Isofote Un isofota unisce tutti i punti con la stessa SB N E 1 NGC 1291 ha due barre 10 µ B= µ B=21.28

29 Luminosità e magnitudine totale Se I(r,θ) è la SB in P(r,θ) allora la luminosità totale LT è: Se le isofote sono circolari LT è: La magnitudine totale mt è: 29

30 Raggio equivalente ed efficace Il raggio equivalente r* di una isofota di area A è: La luminosità integrata L(r*) entro r* è: La luminosità integrata relativa k(r*) entro r* è: Il raggio efficace re corresponde a: k(re)=1/2 30

31 Profili radiali di brillanza superficiale il profilo radiale di SB in funzione di r* descrive la distribuzione di luce di una galassia nel suo complesso 31

32 Legge di de Vaucouleurs (o r1/4) Descrive il profilo radiale di SB delle galassie ellittiche e dei bulge delle galassie a disco È una retta nel piano r1/4 -µ Ie (o µ e) = SB efficace re = raggio efficace 32

33 r 103 SB efficace: µ e=22.25 µ sky=22.7 µ 14 I raggio efficace: re=

34 Deviazioni dalla legge r1/4 a grandi raggi M87 mostra deviazioni dalla legge r1/4 a grandi distanze dal centro Le regioni esterne sono più brillanti del valore estrapolato per la legge r1/4 ( alone luminoso che contribuisce l 8% della luminosità totale). 34

35 Deviazioni dalla legge r1/4 a piccoli raggi Risoluzione spaziale tipica per osservazioni da terra 1. µv L effetto del seeing è quello di smussare il profilo centrale di SB (= core ) 1 35

36 HST produce immagini diffraction-limited che non sono affette dal seeing. La risoluzione spaziale è 0.1. Questo appiattimento del profilo di SB non è dovuto al seeing o alla PSF µ

37 Legge di Nuker Descrive il profilo radiale di SB delle galassie ellittiche nelle loro regioni centrali rb = raggio di break (cambiamento di pendenza) Ib = SB a rb per r<< rb pendenza -γ per r>> rb pendenza -β α = curvatura massima 37

38 Profili a legge di potenza (power-law profiles) r-γ r-β Profili a tratto costante (core profiles) Ib rb = break radius 38

39 Legge di King Descrive il profilo radiale di SB delle galassie ellittiche (nane e nuclei) e degli ammassi globulari È l unica legge parametrica con una base teorica (vale per sistema stellari sferici e isotropi) 1 1 K = SB di scala rc = raggio di core rt = raggio mareale 39

40 c C = log (rt/rc) = parametro di concentrazione 40

41 King De Vaucouleurs Confronto tra la legge di King e la legge r1/4 41

42 La legge di King applicata al profilo di SB della E1 NGC

43 Legge esponenziale Descrive il profilo radiale di SB dei dischi È una retta nel piano r-µ I0 (o µ 0) = SB centrale h = raggio di scala 43

44 µ sky SB centrale: µ 0=21.9 µ(h)=µ raggio di scala: h =

45 dati bulge+disco disco esponenziale bulge r1/4 45

46 A volte un modello con un bulge r1/4 bulge+disco esponenziale è una buona descrizione delle osservazioni B/D=0.28 B/T=0.22 B/D=1.51 B/T=0.60 B = bulge, D = disco, B+D = T = totale 46

47 NGC 7013 A volte un modello con un bulge r1/4 bulge+disco esponenziale è insufficente dati bulge r1/n bulge+disco+anello+lente anello disco esponenziale lente 47

48 Forma delle isofote In genere le isofote hanno forma ellittica isofota ellisse interpolata 48

49 NGC 4278 PA twist N PA E (x0,y0) Ogni isofota è definita da: livello della SB: µ coordinate del centro: x0,y0 lunghezza dei semiassi: a,b PA del semiasse maggiore: PA 49

50 PA µ e=1-b/a x0 y0 50

51 y P(x,y) P(R,φ ) b R φ a x 51

52 A volte le isofote non sono perfettamente ellittiche isofota Riso(φ ) ellisse interpolante Rell(φ ) An e Bn descrivono le deviazioni dalla forma ellittica delle isofote 52

53 boxy/disky dev. simm. asse X dev. simm. asse Y e PA X0 Y0 53

54 54

55 55

56 disky a4>0 boxy a4<0 NGC 4660 NGC

57 NGC 4660 disky a4>0 57

58 NGC 4365 boxy a4<0 58

59 Cinematica 59

60 Cinematica stellare Lo spettro osservato di una galassia è la somma degli spettri delle singole stelle lungo la linea di vista, spostati in lunghezza d onda per Effetto Doppler a seconda delle loro velocità radiali. Indicando con S(λ) lo spettro stellare (o template), lo spettro misurato G (λ) è l integrale pesato con la funzione di distribuzione delle velocità delle stelle lungo la linea di vista B(V,σ, ) che può essere approssimata da una gaussiana 60

61 Flux Stella KIII Galassia ellittica G(λ)= + S[λ(1+v/c)]B(v V,σ,h3,h4)dv - Flux λ (nm) G = S B (Direct Fitting Method) ~ ~ ~ G=S B (Fourier Quotient Method) λ (nm)

62 Line of sight velocity distribution (LOSVD) B(v) = I0exp(-y2/2)[1+h3H3(y)+h4H4(y)] dove y = (v-vfit)/σfit e _ H3(y) = (2 2y3-3 2y)/ 6 H4(y) = (4y4-12y2+3)/ 24 sono le funzioni di Gauss-Hermite Gerhard (2003) van der Marel & Franx (2003) 62

63 Cinematica stellare: LOSVD NGC4807 (S0) r=0 F/Fcontinuum-1 HR6018 (K1III) ln λ ln λ 63

64 stella (v=6993 km/s) & galassia F/Fcontinuum-1 stella & galassia ln λ ln λ 64

65 stella & galassia LOSVD & fit F/Fcontinuum-1 v = 6993 km/s σ = 228 km/s h3 = h4 = ln λ v (km/s) 65

66 Profili cinematici NGC 4889 cd major axis minor axis NGC 4931 S0 major axis minor axis 66

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69 LOSVD: h V>0 (receding) h3<0 V<0 (approaching) h3>0 Bender et al. (1990) 69

70 LOSVD: h4 tangential anisotropy h4<0 radial anisotropy h4>0 (R. Saglia) 70

71 Proprieta` globali 71

72 Classificazione di Kormendy e Bender Estende lo schema di Hubble introducendo il concetto di galassia disky/boxy nella sequenza delle ellittiche boxy disky senza barra barra disco sferoide disco 72

73 rotazione ellitticità pressione gr. alto brillanti gr. basso deboli boxy disky boxy disky 73

74 SLOW ROT CORES POWER-LAW remaining log rb (pc) 74

75 BOXY CORES POWER-LAW remaining log rb (pc) 75

76 E con profili power-law: più piccole più deboli isofote disky sostenute dalla rotazione E con profili core: più grandi più brillanti isofote boxy sostenute dalla pressione 76

77 La relazione di Faber-Jackson Le galassie ellittiche più luminose hanno dispersioni di velocità maggiori. Questa proprietà è nota come relazione di Faber e Jackson (1976) ed è espressa dalla log LT = a log σ + b LT σ 4 La FJ lega LT, che dipende dalla distanza, a σ, che non dipende da essa. Misurando la luminosità apparente in mag e determinando la luminosità assoluta dalla misura di σ tramite la FJ si determina la distanza della galassia 77

78 Cinematica della galasia ellittica M87 σ0 R = 0 78

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80 La relazione di Kormendy Le galassie ellittiche più grandi hanno SB efficaci più basse. Questa proprietà è nota come relazione di Kormendy (1977) ed è espressa dalla µ e = a log Re + b con a = 3.02, b = (con H0 = 50 km s-1 Mpc-1 in banda V) e può anche essere espressa come µ e = a log Re + b Re I e Essendo Le = π I e Re2 allora si ha che I e Le 3/2 cioè galassie ellittiche più luminose hanno SB più basse 80

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82 Piano fondamentale Le galassie ellittiche non occupano tutto lo spazio tridimensionale definito dai parametri strutturali log Re, µ e e log σ ma si concentrano sul piano fondamentale (FP, Djorgovski & Davis 1987, Dressler et al. 1987) definito da log Re = a log σ + b µ e + c con a = 1.39, b = 0.36, c = (con H0 = 50 km s-1 Mpc-1 in banda rg) e a = 1.25, b = 0.32, c=cost (con H0 = 50 km s-1 Mpc-1 in banda r). Se consideriamo log I e allora b= Il FP lega Re, che dipende linearmente dalla distanza, a µ e e σ, che non dipendono da essa. Misurando Re in arcsec e determinando il suo valore in kpc tramite il FP si determina la 82 distanza della galassia (con una precisione del 20%)

83 Piano fondamentale 83

84 a) FP visto di faccia b) FP visto di taglio dal lato lungo c) FP visto di taglio dal lato corto Jorgensen et al. (1996) 84

85 La relazione di Tully-Fisher vale per le galassie a spirale (cinematica gas) trovata da Tully e Fisher (1977) le galassie a spirale più luminose hanno velocità di rotazione maggiori (= V maggiore) LT V4 log LT = 4 log V + cost questo significa che le galassie a spirale più luminose sono le più massicce (!) 85

86 fotometria: mt,i cinematica: gas (= Vc) v V = v/sini 86

87 NGC 3198 Curva di rotazione su asse maggiore Ottico isofote v Profilo riga HI 20% Radio mappa HI W20 87

88 LT V4 88

89 Originariamente è stata trovata nel radio (HI) ma vale anche in ottico (HII) Diverse definizioni di V: W20, WR, 2Vmax, 2Vflat La TF calibrata su galassie di distanza nota con B=0.25 e V=0.06 correzioni empiriche (e arbitrarie) per tener conto del fatto che le galassie di ammasso sono sistematicamente più rosse di quelle di campo 89