morfologia e fotometria delle galassie

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Morfologia e fotometria delle galassie

Enrico Maria CorsiniDipartimento di Astronomia

Università di Padova

Lezione V del progetto educativo per le scuole superioriIl cielo come laboratorio

Liceo Curiel PadovaA.S. 2003-2004

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Sommario

Cenni storici

Classificazione morfologica delle galassie

a. Classificazione morfologica di Hubble

Fotometria di oggetti estesi (= galassie)

a. Brillanza superficiale, isofote, luminosità e magnitudini, raggio equivalente ed efficace

b. Profili radiali di brillanza superficiale

c. Forma delle isofote

d. Profili fotometrici delle galassie

e. Decomposizioni fotometriche

33

Galileo (1564-1642): natura stellare della Via Lattea

I. Kant (1724-1804): speculazioni filosofiche sugli universi isola

W. Herschel (1738-1822): General Catalog of Nebulae, forma della Via Lattea

H. Shapley (1885-1972): posizione eccentrica del Sole

H. Curtis (1872-1932): nebulose extragalattiche

E. Hubble (1889-1953): distanza M31 (1924)

Cenni storici

66







Cenni storici

99







Cenni storici

1212







Cenni storici

1414

NGC 6369

NGC 5236 (M83)

1515







Cenni storici

1818

Le Cefeidi sono un tipo di stelle variabili per cui è nota una relazione tra il periodo di variabilità e la magnitudine assoluta

M = – 2.8 log P –1.4

1919

Immaginiamo che Hubble abbia misurato

m = 20.0 mag P = 10 giorni

M = – 2.8 log P –1.4 = – 2.8 log (10) –1.4 = – 2.8 –1.4 = – 4.2 m – M = 20.0 – (– 4.2) = 24.2

m – M = 5 log (d/10) = 5 log d – 5 log (10) = 5 log d – 5m – M + 5 = 5 log d(m – M + 5)/5 = log d

(m–M+5)/5 (24.2+5)/5 29.2/5d = 10 = 10 = 10 = 691830 pc = 700 kpc

M31 dista 700 kpc da noi Il diametro della Via Lattea è circa 30 kpc

M31 è un oggetto esterno alla Via Lattea

m = 20.0 mag P = 10 giorni

M = – 2.8 log P –1.4 = – 2.8 log (10) –1.4 = – 2.8 –1.4 = – 4.2 m – M = 20.0 – (– 4.2) = 24.2

m – M = 5 log (d/10) = 5 log d – 5 log (10) = 5 log d – 5m – M + 5 = 5 log d(m – M + 5)/5 = log d

(m–M+5)/5 (24.2+5)/5 29.2/5d = 10 = 10 = 10 = 691830 pc = 700 kpc

2020

La varietà delle forme delle galassie può essere ricondotta a pochi “tipi” (=classificazione morfologica)

La classificazione morfologica è il primo passo verso la comprensione fisica delle galassie (anche ad alto redshift)

La morfologia è correlata con molte delle proprietà globali delle galassie (a.e. popolazioni stellari, momento angolare, tasso di formazione stellare, contenuto di gas, ambiente)

Riprodurre la varietà delle forme osservate è uno degli obbiettivi principali di tutte le teorie di formazione ed evoluzione delle galassie

Classificazione morfologica delle galassie

2121

M87 (NGC 4486) E0

2222

NGC 3384 S0 NGC 4596 SB0

2323

M63 (NGC 5055) Sb NGC 1365 SBb

2424

Sextans A Irr I M82 (NGC 3034) Irr II

2525

Le classificazioni morfologiche (a.e. Hubble):

si basano sulla analisi (soggettiva) delle immagini (lastre fotografiche in banda B, immagini CCD in NIR)

sono limitate da effetti di risoluzione, profondità e banda passante delle immagini analizzate

dipendono dai criteri di classificazione adottati

La classificazione morfologica descrive la distribuzione della luce (e quindi delle stelle) nelle galassie (=fotometria qualitativa)

Limiti delle classificazioni morfologiche

2626

M81

2727

Lo spettro di una stella dipende dalla sua temperatura. Più una stella é calda, più la sua luce è blu.

Lunghezza d’onda (nm)

2828

M81 (NGC 3031)

UV Ottico IR

2929

È la classificazione più usata e fornisce la terminologia di base

Hubble distigue 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)

Classificazione morfologica di Hubble

3030

Irr I

Ellittiche Lenticolari Spirali Irregolari

Hubble: diagramma a diapason

Irr II

3131

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)

Hubble: galassie ellittiche

b

a

e = 1 – b/a

3232

b/a 1 0.7 0.5 0.3

1-b/a 0 0.3 0.5 0.7

tipo E0 E3 E5 E7

3333

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

Hubble: galassie lenticolari

3434NGC 5866 S03

NGC 3245 S01 NGC 4111 S02

3535

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

Hubble: galassie a spirale

3636

Sa

• Bulge molto prominente

Sc

• Bulge poco prominente / assente

Galassie “di taglio” (= molto inclinate)

3737

Sa

• Bulge molto prominente

• Bracci molto avvolti

• Bracci poco risolti

Sc

• Bulge poco prominente

• Bracci poco avvolti

• Bracci molto risolti

Galassie “di faccia” (= poco inclinate)

3939

NGC 1302 Sa NGC 2841 Sb NGC 628 Sc

NGC 175 SBa NGC 1300 SBb NGC 7741 SBc

4141

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)

Hubble: galassie irregolari

4242

LMC Irr I M82 (NGC 3034) Irr II

4343

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)

4444

Nel Gruppo Locale ci sono molte galassie irregolari e nane

Ad alto redshift ci sono molte galassie peculiari

Morfologia nel Gruppo Locale e ad alto redshift

4747

molto luminose e massicceM=1014 M

(M= 2 x1030 Kg)

poco luminose e massicceM=107 M

4949

La frazione di E/S0 rimane costante al crescere di z (= si formano a alto z)

La frazione di S/Ir decresce al crescere di z (= le S non si sono ancora formate 7 Gyr fa)

La frazione di galassie peculiari cresce al crescere di z (= galassie in interazione, le galassie grandi si formano assemblando galassie piccole)

oggi 5 Gyr fa 7 Gyr fa

5050

La fotometria delle galassie pone la classificazione morfologica su basi quantitative e permette di:

confrontare dimensioni, luminosità (e masse) di galassie diverse (purché se ne conosca la distanza)

capire la forma intrinseca (3D) delle galassie

discriminare le singole componenti luminose di una galassia (bulge, disco, barra, …)

Fotometria delle galassie

5151

Per ciascun punto di una sorgente luminosa estesa si definisce come

brillanza superficiale =

I = F/

è la BS in unità lineari (e.g. L pc-2)

= -2.5 log I + costante

è la BS in unità di magnitudine (i.e. mag arcsec-2)

[B =25 significa SB = 25 mag arcsec-2 in banda B]

flusso

angolo solido unitario

Brillanza superficiale

5252

F L / 4D2 L

A / D2 4 A

la BS non dipende dalla distanza (nell’universo locale):

A,L

D

I = = =

F = flusso misurato dall’osservatoreL = luminosità della sorgenteA = area della sorgenteD = distanza dall’osservatore = angolo solido sotteso dalla sorgente

F

5353

Un’isofota unisce tutti i punti con la stessa BS

1’

N

E

B=16.78 B=21.28

10”

NGC 1291 ha due barre

Isofote

5454

BS residua (=la galassia si estende oltre i limiti dell’immagine)

Falsi colori (=isofote)

Imisurato(r) = Igalassia(r)+Icielo(r)

5555

Il diametro isofotale è il diametro a cui viene raggiunto un particulare livello di BS

N

E

1’ For NGC 1291

D25=10’= 6.4 kpc

D25 è il diametro dell’isofota a cui B =25 mag arcsec-2 (dopo aver corretto per inclinazione ed estinzione)

5656

Se I(r,) è la BS in P(r,) allora la luminosità totale LT è:

Se le isofote sono circolari LT è:

La magnitudine totale mT è:

Luminosità e magnitudine totale

5757

P (r,) I (r,)

x

y

rr

dA = 2r dr

dL = I dA = 2 I r dr

L = I dA = 2 I r dr

dA=r dr d

dL = I dA = I r dr d

L = I dA = I r dr d

P(r) I (r)

r

5858

Il raggio equivalente r* di una isofota di area A è il raggio del cerchio di area A:

La luminosità integrata L(r*) entro r* è la luminosità emessa entro l’isofota di raggio equivalente r*:

Il raggio efficace re corresponde alla isofota che racchiude metà della luce della galassia

Raggio equivalente ed efficace

5959

A = r*2

r*A

A = ab

b

a

r*

A = r*2

r*=ab

r*=A/

6060

Descrivono l’andamento della BS in funzione della distanza dal centro

Profili radiali di brillanza superficiale

6161

I profili “foldati” sono ottenuti come:

I(|X|)=I(X)+I(-X)

2

1. profilo foldato lungo la barra principale

2. profilo foldato lungo la barra secondaria

6262

profilo radiale di BS di NGC 1291 in funzione di r*

il profilo radiale di BS in funzione di r* descrive la distribuzione di luce di una galassia nel suo complesso

6363

In genere le isofote hanno forma ellittica

isofota

ellisse interpolata

Forma delle isofote

6464

(x0,y0)E

Ogni isofota è definita da:

livello della BS:

coordinate del centro: x0,y0

lunghezza dei semiassi: a,b

PA del semiasse maggiore: PA

PAN

NGC 4278

PA varia

6565

PA

e=1-b/a

6666

Il “twist” delle isofote è una prova della triassialità delle galassie ellittiche.

6767

disky a4>0

boxy a4<0 NGC 5322

NGC 4660

6868sferoide disco

senza barra

barra

Estende lo schema di Hubble introducendo il concetto di galassia disky/boxy nella sequenza delle ellittiche

boxy disky

disco

Classificazione di Kormendy e Bender

6969

Decomposizioni fotometriche

Permettono di derivare la distribuzione di luce delle singole componenti di una galassia

Le nostre ipotesi sono che

Imisurato(r) = Ibulge(r)+Idisco(r)+ … Ibulge(r) e Idisco(r) sono descritti da leggi parametriche Imisurato(r) è il profilo radiale di BS in funzione di r*

7070

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 -

Ie (o e) = SB efficace

re = raggio efficace

7171

M87 (NGC 4486) E0

7272

1”

r103

14

I106

e=22.25

raggio efficace: re=56.6”

sky=22.7

SB efficace:

22’

7373

= – 2.5 log I + costante

galassia – cielo = = –2.5 log Igalassia + costante – (–2.5 log Icielo + costante ) = = –2.5 log Igalassia + costante + 2.5 log Icielo – costante = = –2.5 log (Igalassia / Icielo )

– (galassia – cielo)/2.5 = log (Igalassia / Icielo )

log (Igalassia / Icielo ) = –0.4 (galassia – cielo)

–0.4 (galassia – cielo) –0.4(28-22.7) –2.12Igalassia / Icielo = 10 =10 =10 Igalassia / Icielo = 0.008

Imisurato(r) = Icielo(r) + Igalassia(r) = 1000 + 8 = 1008

Il segnale della galassia è 8 millesimi di quello del cielo

7474

Brillanza superficiale del cieloBrillanza superficiale del cielo

7575

Legge esponenziale (o di Freeman) Descrive il profilo radiale di SB dei dischi

È una retta nel piano r-

I0 (o 0) = SB centrale

h = raggio di scala

7676

M63 (NGC 5055) Sb

7777

SB centrale:

0=21.9

raggio di scala: h =43.0”

sky

(h)=0+1.086

7878

disco esponenziale

bulge r1/4

bulge+disco

dati

7979

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

8080

NGC 7013

modello=bulge+disco+anello+lente

disco esponenziale

bulge r1/n

dati

anello

lente

A volte un modello con un bulge r1/4 bulge+disco esponenziale è insufficente

8181

B/T correla con il tipo di Hubble, la frazione di luce dovuta al bulge decresce passando da Sa a Sb a Sc (=morfologia quantitativa)

B = 50%

B = 30%

B = 15%

8282

no gas

molto gas

D/B 1-3 3-10 >10

Classificazione morfologica di van der Bergh

Morfologia quantitativa

morfologia e fotometria delle galassie

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