Astrofisica delle galassie IA.A. 2005/2006

Proprietà del mezzo interstellare

Mezzo interstellare (ISM)

Componente <nH> Te fM visibilità

Hot ICM 0.005 500,000 0.001 raggiX

WIM 0.3 8,000 0.05: Ha, righe ass. IS

Warm HI 1: 8,000 0.05: HI, righe ass. IS

nubi HI 5-20 10-100 0.4 HI 21cm line

nubi H2 >100 5-30 0.5 CO, HCN, (H2 )

HII Regions 10-10000 10,000 0.02 Ha, radio cont

Polveri 5-60 0.01 IR, extinction

Particelle radio cont, raggi-

Gas Atomico• La maggior parte dell’informazione viene da

misure della riga a 21cm HI – Misure “single-dish” per diverse migliaia di galassie

• Flusso HI integrato --> masse HI• Profili di riga integrati --> velocità radiali, velocitià di

rotazione– Mappe “aperture synthesis”

• distribuzione dettagliata di HI• Curve di rotazione, campi di velocità 2D dettagliati • (galassie vicine) struttura di e tra le nubi di ISM

atomiche, distribuzione di temperatura

Distribuzione HI• Il gas è molto più esteso -->

tipicamente RHI ~ 1.5-5 R25

– La formazione stellare è avvenuta solo in parte del disco

– La cinematica HI può essere usata per tracciare il potenziale gravitazionale a grandi raggi (decine di kpc)

Gruppo di M81: VLA Yun et al. 1994, Nature, 372, 530

Cinematica dell’HI• Generalmente HI ruota a

velocità pressocchè costante (“curva di rotazione piatta ”)– Il profilo integrato della riga HI

mostra il tipico andamento a “doppio corno”

– Fornisce precise misure di velocità radiali e larghezza di riga.

HI: Andamento con il tipo morfologico: • HI costituisce ~metà

della massa di gas totale in una tipica galassia a spirale (vs ~50% H2)

• La frazione di gas HI è funzione dell’“Hubble type”

• MHI/MHI+stelle va da 0.0 0.9 andando da E Irr

Roberts & Haynes 1994, ARAA, 32, 115

Gas Molecolare• La maggior parte del gas molecolare è in forma di

H2, ma gas H2 freddo non ha righe di emissione osservabili.– La maggior pate dell’informazione è ricavata da transizioni

rotazionali del CO in banda millimetrica, con qualche informazione aggiuntiva da isotopi del CO o da altre molecole (HCN, OH…)

– La transizione principale del CO è a 2.7 mm (J = 1 --> 0)– Come nel caso HI, dati per galassie esterne si ottengono

combinando tecniche “single-disk” e “aperture synthesis”

• H2 è trovato in nubi fredde e massicce (>104 Mo), otticamente spesse con transizioni mm del CO.– Massa di H2 è dedotta empiricamente dalla correlazione

con la luminsità CO (questa questione è ancora controversa!!)

N(H2) (cm-2) ~ 3 x 1020 I(CO) (K km s-1)

Distribuzione del CO • in galassie a spirale il CO tende a seguire la

distribuzione delle stelle, in particolare giovani– Poco o niente CO oltre il raggio ottico

• in molte galassie di piccola massa (S, Irr), CO è sistemamticamente debole rispetto alla quantitaà di stelle giovani e di HI

Regan et al 2001,ApJ, 561, 218

CO: Andamento con il tipo morfologico

• Il gas molecolare tende ad essere la fase dominante in galassie a spirale “early”, con una frazione di H2 che decresce per tipi più “late”, e/o galassie di piccola luminosità

• Forte aumento della frazione totale di gas (atomico + molecolare) con il tipo morfologico

Young & Scoville 1991, ARAA, 29, 581

Young & Scoville 1991, ARAA, 29, 581

Polvere Interstellare• Circa l’1% dell’ ISM è in forma di grani

solidi che contengono il ~50% degli elementi pesanti dell’ISM

• I grani assorbono circa il 40% dell’energia bolometrica di galassie nell’universo locale– È possibile studiare la polvere modellando

l’estinzione osservata in banda visible e UV– I grani riemettono l’energia nel medio-

infrarosso (5 - 300 m) ed è possibile mappare la struttura della polvere direttamente

Emissione della polvere

• Spettro integrato della nostra Galassia (sotto) come esempio dello spettro tipico di una galassia– L’emissione della polvere è più larga di quella dovuta ad

una singla temperatura ed è fittata come la somma di 4 componenti:

• T ~ 15 K (100 - 300 mm) polvere fredda in nubi molecolari • T ~ 20-30K (100-150 mm) polvere in nubi diffuse, “cirri IR” • T ~ 60 K (50 mm) grani tiepidi in zone di formazione

stellare • T ~ 300 K (10 mm) banda PAH in emissione da piccoli

grani

Cox et al. 1986, A&A, 155, 380

• IR traccia la morfologia di bande di polvere, regioni di formazione stellare

Ferguson et al 1998, Roussel et al 2001,ApJ, 506, L19 A&A, 369, 473

NGC 6946 H ISO 15 m

Bendo et al 2002, AJ, 123, 3067

ISM ionizzata tiepida• Regioni HII

– Traccia in maniera diretta la formazione stellare massiccia

– Tracciata principalmente da righe di ricombinazione dell’idrogeno (H, P, Br) o da radio continuo termico

• Gas ionizzato diffuso– Densità caratteristica 0.01 - 0.1 cm-3– in spirali il gas è fotoionizzato principalmente da

radiazione UV prodotta (sfuggita) da regioni HII• Galassie “early-type” (e sferoidi) possono avere una fase

diffusa che è ionizzata da shocks

– A volte associata con la fase diffusa neutra

NGC 2841 NGC 3184 NGC 4449 Sb Sc Irr

x

Kennicutt 1998, ARAA, 36, 189

ISM calda ionizzata (coronale)

• E’ tracciata principalmente dall’emissione X “soft” (bremsstrahlung (1-10 keV)) o da righe di assorbimento ad alta ionizzazione (e.g. OVI)

• T ~ 3-5 x 105 K, n ~ 10-3 cm-3

– Alte temperature richiedono un riscaldamento di tipo cinetico (supernovae, venti stellari, collisioni fra nubi)

• Diversi tipi di strutture– Aloni diffusi dentro/attorno E/S0 massicce, bulge

– Emissione diffusa dal disco dovuta a residui di supernove, venti stellari

– Fontane extraplanari, ciminiere, “superwinds”

– “infalling clouds”, “cooling flows”

NGC 4649 = M60: E2Randall & Sarazin 2001, unpub

NGC 4631: Sc Wang et al. 2001, ApJ, 555, L99

Chandra XO Imageshttp://www.chandra.harvard.edu

NGC 1569 Irr

Martin et al. 2002,ApJ, 574, 663

Particelle relativistiche, Campi

• Emissione continua radio (cm) di galassie è principalmente dovuta ad emissione non-termica di sincrotrone proveniente da elettroni relativistici nel campo magnetico della galassia– Quindi l’emissione radio (distribuzione,

polarizzazione) traccia i processi ad alta energia e la struttura o forza del campo magnetico interstellare

Beck 2001, Space Science Revs, 99, 243