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Proprietà delle galassie
Enrico Maria Corsini Dipartimento di Fisica e Astronomia
Università di Padova
Lezioni del corso di Astrofisica delle Galassie A.A. 2013-2014
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Sommario
E Morfologia E Fotometria
E Cinematica
E Proprietà globali
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Morfologia
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E È la classificazione più usata e fornisce la terminologia di base
E 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)
Hubble: tipi morfologici
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Irr I
Irr II
Ellittiche Lenticolari Spirali Irregolari
Hubble: diagramma a diapason
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E Forma (apparente) ellittica
E Struttura diffusa con poca evidenza di gas e polveri
E 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
7
b/a 1 0.7 0.5 0.3
1-b/a 0 0.3 0.5 0.7
tipo E0 E3 E5 E7
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E Due componenti: sferoide centrale (bulge) e disco senza evidenza di bracci di spirale
E Due sottoclassi: normali (S0) e barrate (SB0)
E I sottotipi S01, S02, S03 sono definiti dalla:
- prominenza delle polveri nel disco
E I sottotipi SB01, SB02, SB03 sono definiti dalla:
- prominenza della barra
Hubble: galassie lenticolari
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NGC 3245 S01 NGC 524 S02 NGC 5866 S03
NGC 1023 SB01 NGC 2859 SB02 NGC 4643 SB03/SBa
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E Due componenti: sferoide centrale (bulge) e disco caratterizzato dalla presenza dei bracci di spirale
E Due sottoclassi: normali (S) e barrate (SB)
E 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
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Sa
• Bulge molto prominente
• Bracci molto avvolti
• Bracci poco risolti
Sc
• Bulge poco prominente
• Bracci poco avvolti
• Bracci molto risolti
di taglio di faccia
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NGC 1302 Sa NGC 2841 Sb NGC 628 Sc
NGC 175 SBa NGC 1300 SBb NGC 7741 SBc
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E Poca o nessuna simmetria
E 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)
E Successivamente vengono ridistinte in
- Im: irregolari di tipo magellanico
- IBm: irregolari barrate di tipo magellanico
rispettivamente poste lungo la sequenza delle S e
delle SB
Hubble: galassie irregolari
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LMC Irr I NGC 4449 Irr I Holmberg II Irr I
NGC 3034 (M82) Irr II NGC 520 Irr II NGC 520 Irr II
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Galassie non classificabili E ∼2% delle galassie non rientra nei tipi E, S0, S, Irr
E Si tratta soprattutto di sistemi disturbati e/o interagenti
NGC 5128 S0+S pec NGC 4038/39 Sc (tides)
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de Vaucouleurs distingue le galassie secondo tre parametri:
E posizione lungo la sequenza morfologica principale
E-E+-S0--S00-S0+-Sa-Sb-Sc-Sd-Sm-Im
E presenza o meno della barra
SA = senza barra, SAB = barra debole, SB = barra
E tre varietà
(r) = i bracci si dipartono da un anello, (s) = presenza dei soli bracci a spirale, (rs) = varietà intermedia
e le colloca lungo cosiddetto diagramma a fuso
de Vaucouleurs: tipi morfologici
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de Vaucouleurs: diagramma a fuso
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van den Bergh distingue le galassie secondo due parametri:
E assenza/presenza del disco
- ellittiche (E)
- galassie a disco (S0,A,S)
E abbondanza di gas nel disco
S0 = no gas, A = poco gas, S = molto gas
e le colloca lungo cosiddetto diagramma a tridente
van den Bergh: tipi morfologici
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E van den Bergh suddivide ulteriormente le galassie a disco in base
- al rapporto disco-bulge nelle sottoclassi a,b,c
a D/B = 1-3, b D/B = 3-10, c D/B > 10
- alla presenza della barra
S = no barra, S(B) = barra debole, SB = barra
- alla forma dei bracci
* = irregolari, n = omogenei, t = effetti mareali
E Le irregolari (Ir) vengono poste dopo le spirali ricche di gas
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van den Bergh: diagramma a tridente Sferoidi Dischi
Lenticolari
Anemiche
Spirali
D/B 1-3 3-10 >10
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E La Via Lattea e` una galassia a spirale SBbc
E Nel Gruppo Locale ci sono molte galassie irregolari e nane
Morfologia nel Gruppo Locale
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25
Fotometria
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E Per ciascun punto di una sorgente luminosa estesa si definisce come
brillanza superficiale =
E I = F/Ω
è la SB in unità lineari (e.g. L� pc-2)
E µ = -2.5 log I + costante
è la SB in unità di magnitudine (i.e. mag arcsec-2)
[µB =25 significa SB = 25 mag arcsec-2 in banda B]
flusso
angolo solido unitario
Brillanza superficiale
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F L / 4πD2 L
Ω A / D2 4 π A
E la SB non dipende dalla distanza (nell’universo locale):
Ω
A,L
D
I = = =
F = flusso misurato dall’osservatore L = luminosità della sorgente A = area della sorgente D = distanza dall’osservatore Ω = angolo solido sotteso dalla sorgente
F
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E Un’isofota unisce tutti i punti con la stessa SB
1’
N
E
µB=16.78 µB=21.28
10”
NGC 1291 ha due barre
Isofote
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E Se I(r,θ) è la SB in P(r,θ) allora la luminosità totale LT è:
E Se le isofote sono circolari LT è:
E La magnitudine totale mT è:
Luminosità e magnitudine totale
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E Il raggio equivalente r* di una isofota di area A è:
E La luminosità integrata L(r*) entro r* è:
E La luminosità integrata relativa k(r*) entro r* è:
E Il raggio efficace re corresponde a:
k(re)=1/2
Raggio equivalente ed efficace
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Profili radiali di brillanza superficiale
E il profilo radiale di SB in funzione di r* descrive la distribuzione di luce di una galassia nel suo complesso
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Legge di de Vaucouleurs (o r1/4) E Introdotta da G. de Vaucouleurs (1948, An. Astr., 11, 247)
E Descrive il profilo radiale di SB delle galassie ellittiche e degli sferoidi delle galassie a disco
E È una retta nel piano r1/4 - µ
Ø Ie (o µe) = SB efficace
Ø re = raggio efficace
LT = 7.22 π re2 Ie
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1”
Δr ≈ 103
Δµ ≈ 14
ΔI ≈ 106
µe=22.25
raggio efficace: re=56.6”
µsky=22.7 SB efficace:
22’
NGC 3379 - E1
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Le regioni esterne sono più brillanti del valore estrapolato per la legge r1/4 (⇒ alone luminoso che contribuisce l’8% della luminosità totale).
E M87 mostra deviazioni dalla legge r1/4 a grandi distanze dal centro
Deviazioni dalla legge r1/4 a grandi raggi
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E L’effetto della turbolenza atmosferica (= seeing) è quello di smussare il profilo centrale di SB
E Risoluzione spaziale tipica per osservazioni da terra ≈ 1”
µV
1”
Deviazioni dalla legge r1/4 a piccoli raggi M87 – E0-1
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E HST produce immagini al limite di diffrazione 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
0.05” 1”
µ
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Legge di Nuker
• rb = raggio di break (cambiamento di pendenza) • Ib = SB a rb
• per r<< rb pendenza -γ
• per r>> rb pendenza -β
• α = curvatura massima
E Descrive il profilo radiale di SB delle galassie ellittiche nelle loro regioni centrali
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profili a tratto costante (core profiles)
profili a legge di potenza (power-law profiles)
rb = break radius
Ib
r-γ r-β
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Ø K = SB di scala
Ø rc = raggio di core
Ø rt = raggio mareale
E Descrive il profilo radiale di SB delle galassie ellittiche (nane e nuclei) e degli ammassi globulari
E È l’unica legge parametrica con una base teorica (vale per sistema stellari sferici e isotropi)
1 1
Legge di King
40
C = log (rt/rc) = parametro di concentrazione
c
41
E Confronto tra la legge di King e la legge r1/4
King
De Vaucouleurs
42
La legge di King applicata al profilo di SB della E1 NGC 3379
43
Legge esponenziale (o di Freeman) E Introdotta da K. Freeman (1970, ApJ, 160, 811)
E Descrive il profilo radiale di SB dei dischi
E È una retta nel piano r - µ
Ø I0 (o µ0) = SB centrale
Ø h = raggio di scala
LT = 2 π h2 I0
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SB centrale: µ0=21.9
raggio di scala: h =43.0”
µsky
µ(h)=µ0+1.086
NGC 4459 – SA(r)0+
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sferoide + disco
dati
46
E 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
E B = bulge, D = disco, B+D = T = totale
47
NGC 7013
disco esponenziale sferoide r 1/n
dati anello
lente
modello=sferoide+disco+anello+lente
NGC 7013
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E In genere le isofote hanno forma ellittica
isofota
ellisse interpolata
Forma delle isofote
49 19/03/2003 R.P. Saglia 15
NGC 4278N
E
PA
b
a
(x0,y0) E
19/03/2003 R.P. Saglia 15
NGC 4278N
E
PA
b
a
E Ogni isofota è definita da:
Ø livello della SB: µ
Ø coordinate del centro: x0,y0
Ø lunghezza dei semiassi: a,b
Ø PA del semiasse maggiore: PA
PA
N
NGC 4278
PA twist
50
µ
x0 y0
e = 1-b/a
PA NGC 4660 ellittica
51
R P(x,y)≡P(R,φ)
φ a
b x
y
52
isofota ⇒ Riso(φ)
ellisse interpolante ⇒ Rell(φ)
E A volte le isofote non sono perfettamente ellittiche
E An e Bn descrivono le deviazioni dalla forma ellittica delle isofote
53
x0 y0
PA e
dev. simm. asse X
boxy/disky
dev. simm. asse Y
dev. simm. centro
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= e = PA
= x0 = y0
55
= boxy/disky
= dev. simm. asse X
= dev. simm. asse Y
= dev. simm. centro
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E disky a4>0
E boxy a4<0 NGC 5322 – E3-4
NGC 4660 – E:
57
NGC 4660 – E:
disky a4>0
58
NGC 4365 – E3
boxy a4<0
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Cinematica
60
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
Cinematica stellare
Galassia ellittica
Stella KIII
λ (nm)
λ (nm)
Flux
Flux
G(λ)= S[λ(1+v/c)]B(v|V,σ,h3,h4)dv ∫
-∞
+∞
G = S ⊗ B (Direct Fitting Method)
G = S • B (Fourier Quotient Method) ~ ~ ~
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
Cinematica stellare: LOSVD
ln λ ln λ
F/F c
ontin
uum-1
HR6018 (K1III) NGC4807 (S0) r=0”
63
F/F c
ontin
uum-1
ln λ ln λ
stella & galassia stella (v=6993 km/s) & galassia
64
F/F c
ontin
uum-1
LOSVD & fit
ln λ
v = 6993 km/s σ = 228 km/s h3 = -0.001 h4 = 0.002
v (km/s)
stella & galassia
65
66
NGC 4889 cD major axis minor axis
NGC 4931 S0 major axis minor axis
Profili cinematici
67
68
69 Bender et al. (1990)
V>0 (receding) h3<0 V<0 (approaching) h3>0
1
2
2
LOSVD: h3
70
tangential anisotropy h4<0 radial anisotropy h4>0
(R. Saglia)
LOSVD: h4
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Proprieta` globali
72 sferoide disco
senza barra
con barra
E Introdotta da John Kormendy e Ralf Bender nel 1996
E Estende lo schema di Hubble introducendo le galassie disky/boxy nella sequenza delle ellittiche
boxy disky
disco
Classificazione di Kormendy e Bender
73 boxy disky boxy disky
rotazione
pressione
gr. alto
gr. basso
brillanti
deboli
ellitticità
74
CORES
SLOW ROT
log rb (pc)
POWER-LAW remaining
75
CORES
BOXY
log rb (pc)
POWER-LAW remaining
76
E con profili power-law:
Ø più piccole
Ø più deboli
Ø isofote disky
Ø sostenute dalla rotazione
E con profili core:
Ø più grandi
Ø più brillanti
Ø isofote boxy
Ø sostenute dalla pressione
77
E vale per le galassie ellittiche (cinematica stelle)
E trovata da S. M. Faber e R. E. Jackson (1976)
E le galassie ellittiche più luminose hanno dispersioni di velocità maggiori
LT ∝ σ4
MT = -10 log σ + cost
log σ = -0.1 MT + cost
E questo significa che le galassie ellittiche più luminose sono le più massicce
E calibrata la relazione ottengo la distanza della galassia dal modulo di distanza m-M
La relazione di Faber-Jackson
78
R = 0”
σ0
E Cinematica stellare della galassia ellittica M87
79
LT ∝ σ4.0
LT ∝ σ5.6
log σ
0 (k
m/s
)
LT ∝ σ3.2
log LB (L¤)
80
E Le galassie ellittiche più grandi hanno SB efficaci più basse. Questa proprietà è nota come relazione di Kormendy (1977) ed è espressa dalla
µe = a log Re + b
con a = 3.02, b = 19.74 (con H0 = 50 km s-1 Mpc-1 in banda V) e può anche essere espressa come
〈µe〉 = a’ log Re + b’
Re ∝ 〈I〉e -0.90
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
La relazione di Kormendy
81
82
E 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 = -6.71 (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=-0.82.
E 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 distanza della galassia (con una precisione del 20%)
Piano fondamentale
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Piano fondamentale
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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)
85
E vale per le galassie a spirale (cinematica gas)
E trovata da R. B. Tully e J. R. Fisher (1977)
E le galassie a spirale più luminose hanno velocità di rotazione maggiori (= ΔV maggiore)
LT ∝ ΔV4
MT = -10 log ΔV + cost
log ΔV = -0.1 MT + cost
E questo significa che le galassie a spirale più luminose sono le più massicce
E calibrata la relazione ottengo la distanza della galassia dal modulo di distanza m-M
La relazione di Tully-Fisher
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gas (= Vc)
ΔV = Δv/sini
cinematica: Δv
fotometria: mT ,i
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NGC 3198 Ottico isofote Radio mappa HI
Curva di rotazione su asse maggiore Profilo riga HI
W20
20%
Δv
M3.6 = -9.13 (log Wimax -2.5) - 20.34
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E Originariamente è stata trovata nel radio (HI) ma vale anche in ottico (HII)
E Diverse definizioni di ΔV: W20, WR, 2Vmax, 2Vflat
E La TF calibrata su galassie di distanza nota
con ΔB=0.25 e ΔV=0.06 correzioni empiriche (e arbitrarie) per tener conto del fatto che le galassie di ammasso sono sistematicamente più rosse di quelle di campo