B12 - Principi di Astrofisica Struttura su larga scala

Ammassi e gruppi di galassie

Le galassie non sono distribuite uniformemente nel cielo bensì tendono a raggrupparsi in gruppi e in ammassi

De Lapparent et al. 1988

d=v/Ho

The Cfa Slice

The Local Group! It has about 40 member galaxies. But several more dwarf

galaxies may be undetected (particularly behind the Milky Way).

!!The three main galaxies of the Local Group are our own

Milky Way, M31 and M33, all spirals. Most of the galaxies are dwarf galaxies. There are no elliptical galaxies in the Local Group except for M32 (not a typical elliptical).

!!The total mass of the Local Group is about 5 x 1012 solar

masses.!! Small groups like the Local Group are the most common

type of systems in the Universe

8

The Local Group

Majewski et al. (2003)

10

La transizione fra gruppi e ammassi non è netta, la distinzione principalmente basata su di una “definizione”

Gruppi: meno di N<50 membri entro un diamentro di D<1.5 Mpc (la nostra galassia fa parte del “Gruppo Locale”) !Ammassi: più di N>50 membri e diametro D>1.5 Mpc

gruppoammasso

The Virgo Cluster

● It is ~20 Mpc from Earth!● It has several thousand

galaxies!● 70% of galaxies are spirals!● The distribution of galaxies is

clumpy!● The LG is infalling towards

Virgo

The Virgo cluster

The Virgo cluster

The Coma Cluster● Distance: 70 Mpc

(z=0.02)!● Brightest members

are ellipticals!● ~ up to 10000

members!● Best-studied of all

clusters

The Coma Cluster

!Coma provided the first evidence of dark matter in clusters !Total cluster mass of 1015 solar masses

Cluster catalogues

La funzione di luminosità delle galassie negli ammassi è significativamente differente da quella delle galassie di campo essendo popolata da molte più galassie “early type”Inoltre molti ammassi contengono al loro centro galassie di tipo cD: - envelopes stellari molto estesi, che possono superare R~100kpc; - profilo molto più allargato della legge di de Vaucouleurs (che si applica alle ellittiche classiche); - spesso mostrano cores multipli

Le galassie cD sono presenti solo al centro degli ammassi, e probabilmente sono il risultato del merging di molte galassie nel picco di densità centrale dell’ammasso

La frazione dei diversi tipi morfologici di galassie non costante per i diversi ammassi/gruppi: le galassie “early type”: tendono ad essere molto più comuni negli ambienti più densi

Inoltre la frazione dei diversi tipi morfologici di galassie varia con la distanza dal centro del cluster. !- a distanza 0.3<R/Rvirial<1 si ha un forte aumento delle S0 a scapito delle spirali - a distanza R/Rvirial<0.3 si ha un forte aumento delle ellittiche a scapito delle S0 !Interpretazione: !- a distanza 0.3<R/Rvirial<1 le spirali perdono il loro gas (o per interazione o per “stripping” da parte del mezzo intracluster); -> si trasformano in S0 senza formazione stellare; !- a distanza R/Rvirial<0.3 is ha il (dry) merging delle S0 che porta alla formazione di ellittiche

cD galaxies cDs are the largest galaxies in the universe, surrounded by

faint envelopes which may extend for many hundreds of kpc.

They are found in the centres of clusters and of a few groups

They may have formed by galaxy cannibalism or by accretion of tidally-stripped material from other galaxies

cD galaxies are often oriented in the same direction as the major axis of the cluster in which they reside

Originally studied to determine cosmological parameters (e.g. Sandage et al. 1972) and measure large-scale streaming motions (e.g. Lauer and Postman 1994).

A cD galaxy

● Monolithic collapse models predict that these galaxies formed first at very high redshift and have passively evolved since.!

● Hierarchical models predict that these most massive galaxies should have assembled their stellar mass most recently.!

● Therefore, the differences in the predictions of these models should be most apparent in these, most massive galaxies.

La massa dinamica degli ammassi

Il “crossing time” delle galassie negli ammassi è !tcross ~ R/σv ~ 109 yr (dove σv è la dispersione di velocità delle galassie: σv ~ 1000 km/s)

Inferiore al tempo di vita dell’Universo -> quindi gli ammassi devono essere strutture gravitazionalmente legate (altrimenti evaporerebbero su un tempo scala ~ tcross )

Si assume l’equilibrio viriale (non sempre vero però)

2 Ekin + Epot = 0 Ekin = Σmivi2 /2

Epot = -ΣGmimj/rij /2dove

vi = vel. gal. i

i≠j

i mi = mass gal. irij = dist. gal. i-j

Dalla formula del viriale si può ricavare la massa dinamica totale dell’ammassoMdyn = 3π RG σv

2/2G = 1.1x1015 M! (σv/1000km/s)2 (RG/1Mpc)

Se assumiamo che tale massa dinamica sia la somma delle masse delle galassie individuali otteniamo una massa caratteristica delle galassie nell’ammasso di <mgal> = Mdyn/Ngals~ 1013 M! che è enorme!

Si può confrontare la massa dinamica totale con la luminosità totale delle galassie nell’ammasso Ltot~5x1012 L!

M/Ltot ~ 660 M!/ L!

questo valore di mass-to-light ratio è almeno un fattore 10 più grande di quello osservato nelle galassie early type -> il grosso della massa degli ammassi NON è in stelle, bensì è in massa oscura. La massa in stelle è solo il ~5% del totale

per RG= 3 Mpc e σv=1000 km/s —> Mdyn = 3.3x1015 M!

L’ emissione nei raggi-X dei clustersGli ammassi di galassie sono caratterizzati da una potente emissione nei raggi X, con LX~1043-1045 erg/s

L’emissione X è principalmente diffusa nell’ammasso e non è dovuta alle singole galassie. Si tratta di emission termica (emissione free-free “Bremsstrahlung” e righe da specie di alta ionizzazione) dovuta a gas estremamente caldo (tipicamente decine di milioni di gradi) diffuso nel mezzo “intracluster”

Coma cluster

Rosat

X-ras spectrum of the Coma Cluster. The continuous line is the best bremsstrahlung fit with T=88 million K

A1367 (irregular cluster)

32

La massa di gas caldo è circa il 10% della massa totale. !La massa in stelle è circa il 1-5%. !Il rimanente (85%) è materia oscura. !Mdyn = 3.3x1015 M! Mgas = 3.0x1014 M! Mstars = 1.5x1013 M!

L’effetto Sunyaev-Zeldovich (SZ)

thermal, non-rel. e-

I0(x) I(x)

I fotoni del CMB subiscono uno scattering Compton inverso dagli elettroni nel gas caldo dell’ammasso -> la distribuzione spettrale del CMB subisce uno spostamento verso le alte frequenze nel passaggio attraverso il cluster

L’effetto Sunyaev-Zeldovich (SZ)

L’effetto risultante è che in osservazioni a bassa frequenza (e.g. 30 GHz) l’ammasso produce una “macchia fredda” nell’immagine del CMB

Mentre osservazioni ad alta frequenza (e.g. 300 GHz) l’ammasso produce una “macchia calda” nell’immagine del CMB

L’effetto SZ può avere numerose applicazioni: la ricerca di clusters ad alto redshift, può fornire una stima della massa del cluster, può fornire vincoli sui parametri cosmologici...

L’enorme massa oscura contenuta negli ammassi provoca anche una deviazione della luce

di galassie che si trovano dietro all’ammasso -> la massa dell’ammasso ha un effetto di “lente gravitazionale”

L’effetto di lensing gravitazionale produce un’amplificazione della luce delle galassie ad alto redshift (-> ne rende più facile l’osservazione) ma provoca anche una distorsione della loro immagine -> archi gravitazionali

Gli archi gravitazionali possono essere utilizzati per ricavare la massa dell’ammasso e la sua distribuzione.

44