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Proprietà delle galassie
Enrico Maria CorsiniDipartimento di Astronomia
Università di Padova
Lezioni del corso di Astrofisica delle GalassieA.A. 2008-2009
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Sommario
Morfologia
Fotometria
Cinematica
Proprietà globali
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Morfologia
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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)
Hubble: tipi morfologici
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Irr I
Irr II
Ellittiche Lenticolari Spirali Irregolari
Hubble: diagramma a diapason
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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
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E7E5E3E0tipo
0.70.50.301-b/a
0.30.50.71b/a
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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
9NGC 5866 S03
NGC 3245 S01 NGC 4111 S02
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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
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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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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
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LMC Irr I M82 (NGC 3034) Irr II
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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)
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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
de Vaucouleurs: tipi morfologici
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de Vaucouleurs: diagramma a fuso
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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
van den Bergh: tipi morfologici
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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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La Via Lattea e` una galassia a spirale SBbc
Nel Gruppo Locale ci sono molte galassie irregolari e nane
Morfologia nel Gruppo Locale
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Hubble: evoluzione storica
Irr I
Irr II
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Fotometria
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Per ciascun punto di una sorgente luminosa estesa si definisce come
brillanza superficiale =
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)
[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
la SB non dipende dalla distanza (nell’universo locale):
Ω
A,L
D
I = = =
F = flusso misurato dall’osservatoreL = luminosità della sorgenteA = area della sorgenteD = distanza dall’osservatoreΩ = angolo solido sotteso dalla sorgente
E F
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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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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:
Luminosità e magnitudine totale
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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
Raggio equivalente ed efficace
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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
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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 µe) = SB efficace
re = raggio efficace
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1”
∆r≈ 103
∆µ ≈ 14
∆I≈ 106
µe=22.25
raggio efficace: re=56.6”
µ sky=22.7
SB efficace:
22’
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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).
M87 mostra deviazioni dalla legge r1/4 a grandi distanze dal centro
Deviazioni dalla legge r1/4 a grandi raggi
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L’effetto del seeing è quello di smussare il profilo centrale di SB (=“core”)
Risoluzione spaziale tipica per osservazioni da terra ≈ 1”.
µ V
1”
Deviazioni dalla legge r1/4 a piccoli raggi
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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
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
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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K = SB di scala
rc = raggio di core
rt = raggio mareale
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)
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Legge di King
40
C = log (rt/rc) = parametro di concentrazione
c
41 Confronto tra la legge di King e la legge r1/4
King
De Vaucouleurs
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La legge di King applicata al profilo di SB della E1 NGC 3379
43
Descrive il profilo radiale di SB dei dischi
È una retta nel piano r-µ
I0 (o µ0) = SB centrale
h = raggio di scala
Legge esponenziale
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SB centrale:
µ0=21.9
raggio di scala: h =43.0”
µ sky
µ(h)=µ0+1.086
45
disco esponenziale
bulge r1/4
bulge+disco
dati
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
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NGC 7013
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
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In genere le isofote hanno forma ellittica
isofota
ellisse interpolata
Forma delle isofote
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(x0,y0)E
Ogni isofota è definita da:
livello della SB: µ
coordinate del centro: x0,y0
lunghezza dei semiassi: a,b
PA del semiasse maggiore: PA
PA
N
NGC 4278
PA twist
50
µ
x0 y0
e=1-b/a
PA
51
RP(x,y)≡ P(R,φ )
φa
b
x
y
52
isofota ⇒ Riso(φ )
ellisse interpolante ⇒ Rell(φ )
A volte le isofote non sono perfettamente ellittiche
An e Bn descrivono le deviazioni dalla forma ellittica delle isofote
53
X0Y00
PAe
dev. simm. asse X
boxy/disky
dev. simm. asse Y
54
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disky a4>0
boxy a4<0 NGC 5322
NGC 4660
57
NGC 4660
disky a4>0
58
NGC 4365
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)
Flu
x
Flu
x 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
con
tinu
um-1
HR6018 (K1III) NGC4807 (S0) r=0”
63
F/F
con
tinu
um-1
ln λ ln λ
stella & galassia stella (v=6993 km/s) & galassia
64
F/F
con
tinu
um-1
LOSVD & fit
ln λ
v = 6993 km/sσ = 228 km/sh3 = -0.001h4 = 0.002
v (km/s)
stella & galassia
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NGC 4889 cD major axis minor axis
NGC 4931 S0 major axis minor axis
Profili cinematici
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69Bender et al. (1990)
V>0 (receding) h3<0V<0 (approaching) h3>0
1
2
2
LOSVD: h3
70
tangential anisotropy h4<0
radial anisotropy h4>0
(R. Saglia)
LOSVD: h4
71
Proprieta` globali
72sferoide 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
73boxy 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:
più piccole
più deboli
isofote disky
sostenute dalla rotazione
E con profili core:
più grandi
più brillanti
isofote boxy
sostenute dalla pressione
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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 ∝ σ4
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
La relazione di Faber-Jackson
78R = 0”
σ 0
Cinematica della galasia ellittica M87
79
80
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
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
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.
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
83
Piano fondamentale
84
a) FP visto di “faccia”b) FP visto di “taglio” dal lato lungoc) FP visto di “taglio” dal lato corto
Jorgensen et al. (1996)
85
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 (!)
La relazione di Tully-Fisher
86
gas (= Vc)
∆ V = ∆ v/sini
cinematica:
∆ v
fotometria:
mT ,i
87
NGC 3198
Otticoisofote
Radiomappa HI
Curva dirotazionesu asse maggiore
Profilo riga HI
W20
20%
∆ v
88
LT ∝ ∆ V4
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