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Lezione 14

Un Universo di Galassie

AA 2006/2007 Astronomia ! Lezione 14

La famiglia delle galassie: classificazione morfologica.

La scala delle distanze extragalattiche e la legge di Hubble.

Massa e materia oscura.

Ammassi di galassie.

Formazione ed evoluzione delle

galassie.

Struttura a grande scala.

I buchi neri supermassicci nelle

galassie.

Schema della Lezione

2

Il quintetto di Stefan


Irregolari

(alcune interagenti)

Un Universo di Galassie

3

13 miliardi di anni di

storia dell’universo

Porzioni di cielo in apparenza

vuote contengono in realtà

migliaia di galassie molto

deboli e molto distanti.

L’immagine rappresenta

l’”Hubble Deep Field” che è

un campo di 3 minuti d’arco di

lato su cui gli strumenti di HST

hanno esposto per 11.3 giorni

in totale!

Si riconoscono galassie di vari

tipi morfologici.

Spirali

Ellittiche


Galassie a Spirale

4

barra

Sono caratterizzate da:

sferoidi (bulge) nucleari relativamente

piccoli con stelle di popolazione II e

stelle vecchie di popolazione I;

dischi con braccia a spirale ricche di

gas e polvere, con formazione stellare in

corso e stelle giovani di popolazione I.

Spirali barrate:

sono i ~2/3 di tutte le spirali;

hanno sferoidi nucleari allungati

dai cui estremi si dipartono le

braccia a spirale.


Galassie Ellittiche

5

Ellittica gigante

M87: E1

Ellittica M59: E5

Le galassie ellittiche:

sono costituite principalmente da uno

sferoide;

sono prive di dischi, hanno poco gas e polvere

e nessuna formazione stellare in corso;

le stelle sono in gran parte di popolazione II.

In genere gli sferoidi

sono “oblati”

(~sfere schiacciate)

in contrapposizione

a “prolati” (sfere allungate ~sigari).

Le forme delle galassie ellittiche sul piano del

cielo variano tra perfettamente circolari (E1) a

fortemente ellittiche (E7; simili a palloni da

rugby).


Galassie Irregolari e Peculiari

6

Irregolari:

la Grande Nube di MagellanoPeculiari:

la galassia "Antenna"

Le galassie Irregolari non hanno

un bulge riconoscibile o delle

braccia a spirale.

Sono un mix caotico di gas,

polvere e stelle (popolazione I).

Spesso sono galassie “satelliti”

(! Grandi Nubi di Magellano).

Spesso sono in interazione con

dei compagni ed hanno una

grossa formazione stellare

(! galassia “Antenna”).


La classificazione di Hubble

7

Rotazione lenta Rotazione veloce

Sferica

Diagramma a “Forchetta”

di Hubble

Molto

Ellittica

Bulge grande, braccia

a spirale molto avvolte

Bulge piccolo, braccia

a spirale poco avvolte

Spirali Barrate

Spirali Normali

Irregolari

Ellittiche

Galassie

Lenticolari

o

Le S0/SB0 sono intermedie,

a disco con sferoide ma

nessuna struttura a spirale.

Non è sequenza evolutiva!


Le distanze extragalattiche sono

immense.

Le distanze tipiche sono:

~106 pc = 1 Megaparsec (Mpc)

tra le singole galassie;

~109 pc = 1 Gigaparsec (Gpc)

tra gli ammassi di galassie.

Poichè la velocità della luce è

finita, possiamo osservare le

galassie come erano milioni o

miliardi di anni fa (1 Mpc ~ 3.26 !106 anni luce).

La distanza è convertita in tempo di “look-back” (sguardo sul passato).

Osservando le galassie distanti è quindi possibile studiare la storia

passata dell’universo.

“Look-Back Time”

8


La Scala delle Distanze

9

Supernova di

tipo Ia in una

galassia alla

distanza di

~10 miliardi

di anni luce.

Le distanze extragalattiche sono misurate

utilizzando vari indicatori.

In genere si tratta di sorgenti con luminosità

nota detti “Candele Standard”.

Si misura il flusso osservato F per cui, noto L,

la distanza D è data da F = L/4"D2

Ogni passo

è calibrato

utilizzando

quello

precedente!

Esempi: Variabili Cefeidi (relazione P-L), Supernove di tipo Ia (la curva di

luce raggiunge al massimo una L ben definita).

Questi sono solo due “scalini” nella scala delle distanze!


La Legge di Hubble

10

Nel 1929 Edwin Hubble fece una delle scoperte più importanti nella storia

dell’Astronomia: le galassie distanti si allontanano dalla Via Lattea con

una velocità di recessione proporzionale alla loro distanza.

Legge di Hubble

vr = H0 d

vr è la velocità di recessione

di una galassia in km/s;

d è la distanza in Mpc;

H0 è la costante di Hubble. Il

suo valore attuale è

H0 = 73 km s-1 Mpc-1

La determinazione accurata di

H0 è stato uno dei grandi obiettivi dell’astronomia degli ultimi 50 anni.


La velocità di recessione si determina dai “redshift” misurati.

Lo spostamento doppler ("-"0) osservato ("-"0) è

ovvero

applicando la legge di Hubble

Misurando il redhift cosmologico z di una galassia si può determinare la

sua distanza. z si può facilmente misurare in modo accurato.

L’espressione che lega z a vr è valida solo per piccoli z.

Il valore di H0 è noto solo con un’accuratezza del 10%

H0 ~70 km s-1 Mpc-1

Distanze con la Legge di Hubble

11

z =!! !0

!0=

!!

!0=

vr

c

vr = c!!

!0= cz

cz = H0d


La Distanza di M87

12

Spettro da Dressler 1980, Astrophys. J. 240, L11

NaD "0=589.0 nmH#

"osservata=591.57 nm

La galassia ellittica gigante M87 (E0)

è al centro dell’ammasso della

Vergine.

Il redshift è determinato dallo

spostamento delle righe di

assorbimento ed emissione nello

spettro ottico (p.e. la riga di

assorbimento ‘D’ del Sodio).

La distanza dalla legge di Hubble è

z =!! !0

!0=

591.57! 589.0589.0

= 0.00436

d =cz

H0=

(3! 105 km s!1)! 0.0043670 km s!1 Mpc!1

= 18.7 Mpc


Curve di Rotazione e Masse

13

La curva di rotazione di

una galassia può essere

determinata misurando

lo spostamento doppler

di una riga spettrale

attraverso la galassia.

Curva di rotazione: velocità rotazionale in

funzione della distanza dal centro della

galassia.

Le masse delle galassie possono essere

ricavate da:

curve di rotazione;

orbite delle galassie satelliti;

teorema del viriale: 2<K>=-<U>

.!v2

"! GMgal

RgalDispersione di velocità

delle stelle (larghezza riga) Raggio caratteristico


La Materia Oscura

14

Le masse (M) determinate dalle

curve di rotazione, dal teorema del

viriale ecc., sono masse

dinamiche. Il moto delle stelle è

determinato dalla massa totale del

sistema.

La massa di una galassia può

anche essere stimata dalla

quantità di luce prodotta. Per

esempio la luminosità L è prodotta

da N = L/L! stelle come il Sole.

Se “vedessimo” tutta la massa

della galassia (composta di stelle

tipo Sole), il rapporto massa-

luminosità dovrebbe essere

M/L=1.

In effetti si trova M/L~10.

Studi di galassie e ammassi di

galassie suggeriscono che ~85%

di tutta la materia nell’universo è

materia oscura,

Che cosa è?

Materia Oscura

?

Materia Luminosa


Ammassi di Galassie

15

L’ammasso di Coma - un ammasso “ricco”.

La maggior parte delle galassie

sono membri di ammassi.

Ammassi “ricchi”:

più di 1000 galassie;

diametro ~3 Mpc;

le galassie sono concentrate

attorno ad una galassia gigante

centrale (cD) come M87;

principalmente sono galassie

ellittiche.

Ammassi “poveri”:

10 -1000 galassie distribuite su

grandi volumi;

molte galassie a spirale.

Galassie isolate:

principalmente spirali.

Il tipo della

galassia

dipende

dall’ambiente.

Collisioni e fusioni con

altre galassie sono

importanti nell’evoluzione

di una galassia.


Galassie Interagenti

16

Negli ammassi ricchi le

collisioni tra galassie sono

frequenti.

Le conseguenza di una

collisione possono essere:

strutture come code

mareali, anelli ecc.;

aumento della formazione

stellare in modo quasi

“esplosivo” (starburst);

fusioni (mergers) tra

galassie di dimensione

~uguale;

cannibalismo galattico !

una galassia grande ne

ingloba una più piccola.


“Starburst” Indotti da Collisioni

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Code mareali:

le stelle ed il gas

sono strappate via

dalla galassia dalle

forze mareali.

Le forze mareali sono

anche responsabili

per l’aumento della

formazione stellare

(“disturbo” che fa

collassare i nuclei

delle nubi molecolari

giganti).

Galassia antenna: l’antenna è il risultato della collisione tra 2 galassie.


Simulazione di una Interazione

18

http://terpsichore.stsci.edu/~summers/viz/


Lenti Gravitazionali

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La relatività generale mostra che la massa

“curva” lo spazio.

Concentrazioni di massa possono perciò

curvare la traiettoria della luce agendo come

lenti.

L’ammontare della curvatura dipende dalla massa per cui è possibile

determinare la massa dell’ammasso o della galassia che funge da lente.

Si trova che il 70-90% della massa in un ammasso è materia oscura!

Immagini di galassie

create da un ammassoAmmasso in

primo piano

Galassia

sullo sfondo

Immagine creata dalla lente

Immagine creata dalla lente


Gas Caldo negli Ammassi

20

Abell 2029

Gli ammassi ricchi contengono moltissimo gas galdo che emette raggi X.

Probabilmente si tratta di mezzo interstellare strappato alle galassie

durante le interazioni o espulso da fenomeni di starburst.

Il gas è legato gravitazionalmente all’ammasso e fornisce un’ulteriore

evidenza della presenza di materia oscura (senza sarebbe “libero”).


Natura della Materia Oscura

21

Materia Oscura

Barionica

materia ordinaria fatta

di protoni e neutroni

Non Barionica

Resti di stelle

(stelle neutroni,

buchi neri)

Nane Brune

MACHOS

(Massive Astrophysical

Compact Halo Objects)

~15%

Cold Dark Matter

(CDM)

particelle con v≪c

Hot Dark Matter

(HDM)

particelle con v#c

?? WIMPS

(Weakly Interacting

Massive Particles)

Neutrini ($) + ??

Ciò che resta < 3%


Collisioni tra Ammassi

22

Cammino

dell’ammasso

più piccolo

Una collisione tra due

ammassi può fornire una

chiara evidenza per l’esistenza

di materia oscura non

barionica.

Il gas caldo rivelato nei raggi X

traccia gran parte della materia

barionica.

La distribuzione totale di

massa ottenuta col lensing

gravitazionale traccia

principalmente la materia

oscura.

Il gas caldo (rosa) è “rallentato” dall’attrito viscoso tra le nubi nei due

ammassi (! effetto analogo alla “resistenza” dell’aria).

La materia oscura (blu) non risente di questo effetto in quanto interagisce

solo attraverso la gravità.

Ammasso Proiettile


Collisioni tra Ammassi

23

Simulazione della collisione tra due ammassi.

Blu: materia oscura. Rosa: gas caldo.


La Formazione delle Galassie

24

Si ritiene che le protogalassie si

formino dalla fusioni di nubi di gas (e

galassie) più piccole.

Le galassie ellittiche sono il risultato di

un singolo episodio di formazione

stellare molto forte. Consuma tutto il gas

della galassia ! Popolazione II.

Le galassie a spirale sono soggette ad

una formazione stellare meno intensa e

più distribuita nel tempo che permette la

formazione del disco (Popolazione I).


L’Evoluzione delle Galassie

25

Negli ammassi ricchi sono frequenti le

collisioni e le fusioni tra galassie che

inducono forti starburst;

distruggono i dischi delle spirali;

spazzano via il gas e la polvere rimanenti;

le stelle massicce evolvono e muoiono.

Poche spirali negli ammassi ricchi.

NB: l’alone di materia oscura deve

controllare la formazione e la crescita delle

galassie.

Immagine IR

Arp 220: una galassia molto

luminosa nel lontano IR che è il

risultato della fusione di due

galassie massicce. La regione

nucleare è completamente

nascosta dalla polvere

nell’ottico.

Nuclei delle galassie originarie


La Formazione delle Galassie

26

Galassie grandi si formano

dalla fusione di galassie più

piccole (modello gerarchico).

Tempo


I Super Ammassi

27

Gli ammassi di galassie sono

raggruppati in super ammassi.

La maggior parte contiene da

pochi ad alcune decine di

ammassi sparsi su più di 40 Mpc.

I super ammassi non sono legati

gravitazionalmente.

I singoli ammassi si stanno

allontanando tra di loro seguendo

il flusso di Hubble. Il gruppo locale è parte del

superammasso della Vergine.

Insieme ad altri ammassi stiamo

cadendo verso il “Grande Attrattore”.


La Struttura su Grande Scala

28

Gli stessi superammassi sono

allineati lungo “muri” e “filamenti”.

Queste strutture racchiudono

grandi regione prive di galassie

(con dimensioni di ~50-100 Mpc)

note come i “Vuoti”.


Buchi Neri Supermassicci

29

Velocità (spostamento Doppler)

Po

siz

ione Alte velocità

= Buco Nero

Negli ultimi anni misure accurate dei moti di gas e stelle nei nuclei

galattici hanno rivelato la presenza di grosse masse (106 - 1010 M!),

molto compatte e oscure, ovvero non spiegabili né con stelle né con

ammassi resti stellari:

Buchi Neri Supermassicci

Misure degli

spostamenti doppler

del gas nella galassia

ellittica M84 indicano

una massa centrale

compatta di 3!108 M!.


Masse di Galassie e di Buchi Neri

30

La massa del buco nero centrale

scala con la massa o sferoide

nucleare (o di tutta la galassia nel

caso di una ellittica).

La massa del BH è ~ 1/1000 della

massa dello sferoide.

Questo suggerisce che la

formazione della galassia e del buco

nero siano strettamente legate.

La natura di questa relazione non è

ancora chiara.

Ma l’attività legata alla crescita del

buco nero centrale probabilmente

gioca un ruolo fondamentale nella

formazione ed evoluzione della

galassia (! Nuclei Attivi).


Conclusioni

31

Esistono 3 tipi di galassie:

Spirali, ricche di gas e polvere,

formazione stellare nel disco;

Ellittiche, poco gas e polvere,

principalmente stelle vecchie;

Irregolari, struttura non

regolare, spesso interagenti

con compagne.

Le galassie distanti hanno

velocità di recessione

proporzionali alla loro distanza

(Legge di Hubble).

Tutte le galassie contengono

un buco nero super massiccio

al centro.

La maggior parte delle galassie

vive in ammassi.

Gli ammassi si raggruppano in

super ammassi che

costituiscono la struttura a

grande scala.

Le proto galassie si formano

dalla fusione di strutture più

piccole.

La formazione stellare ed il

tasso di collisioni determinano

l’evoluzione successiva.

La maggior parte della massa

nelle galassie e negli ammassi

è in forma di materia oscura.


World Wide Web

32

Ricerche sperimentali di materia oscura:

http://hepwww.rl.ac.uk/ukdmc/ukdmc.html

Ancora sulla materia oscura (seguire i link):

http://astron.berkeley.edu/~mwhite/darkmatter/dm.html

Simulazione di formazione delle galassie:

http://www.astro.cf.ac.uk/computing/parallel/gal2/roger.html

Superammassi e struttura a grande scala:

http://universe-review.ca/F03-supercluster.htm

un universo di galassiemarconi/lezioni/astro07/lezione14...lezione 14 la formazione delle galassie...

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