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1
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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6
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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7
E7E5E3E0tipo
0.70.50.301-b/a
0.30.50.71b/a
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8
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
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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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27
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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30
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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33
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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34
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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35
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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36
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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37
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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38
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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39
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)
11
Legge di King
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40
C = log (rt/rc) = parametro di concentrazione
c
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41 Confronto tra la legge di King e la legge r1/4
King
De Vaucouleurs
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42
La legge di King applicata al profilo di SB della E1 NGC 3379
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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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44
SB centrale:
µ0=21.9
raggio di scala: h =43.0”
µ sky
µ(h)=µ0+1.086
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45
disco esponenziale
bulge r1/4
bulge+disco
dati
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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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47
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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48
In genere le isofote hanno forma ellittica
isofota
ellisse interpolata
Forma delle isofote
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49
(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
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50
µ
x0 y0
e=1-b/a
PA
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51
RP(x,y)≡ P(R,φ )
φa
b
x
y
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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
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53
X0Y00
PAe
dev. simm. asse X
boxy/disky
dev. simm. asse Y
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54
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55
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56
disky a4>0
boxy a4<0 NGC 5322
NGC 4660
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57
NGC 4660
disky a4>0
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58
NGC 4365
boxy a4<0
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59
Cinematica
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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
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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)~ ~ ~
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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
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Cinematica stellare: LOSVD
ln λ ln λ
F/F
con
tinu
um-1
HR6018 (K1III) NGC4807 (S0) r=0”
63
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F/F
con
tinu
um-1
ln λ ln λ
stella & galassia stella (v=6993 km/s) & galassia
64
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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
65
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66
NGC 4889 cD major axis minor axis
NGC 4931 S0 major axis minor axis
Profili cinematici
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67
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68
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69Bender et al. (1990)
V>0 (receding) h3<0V<0 (approaching) h3>0
1
2
2
LOSVD: h3
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70
tangential anisotropy h4<0
radial anisotropy h4>0
(R. Saglia)
LOSVD: h4
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71
Proprieta` globali
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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
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73boxy disky boxy disky
rotazione
pressione
gr. alto
gr. basso
brillanti
deboli
ellitticità
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74
CORES
SLOW ROT
log rb
(pc)
POWER-LAW remaining
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75
CORES
BOXY
log rb
(pc)
POWER-LAW remaining
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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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77
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
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78R = 0”
σ 0
Cinematica della galasia ellittica M87
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79
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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
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81
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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
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83
Piano fondamentale
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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)
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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
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86
gas (= Vc)
∆ V = ∆ v/sini
cinematica:
∆ v
fotometria:
mT ,i
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87
NGC 3198
Otticoisofote
Radiomappa HI
Curva dirotazionesu asse maggiore
Profilo riga HI
W20
20%
∆ v
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LT ∝ ∆ V4
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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