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Proprietà delle galassie

Enrico Maria Corsini Dipartimento di Fisica e Astronomia

Università di Padova

Lezioni del corso di Astrofisica delle Galassie A.A. 2013-2014

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Sommario

E Morfologia E Fotometria

E Cinematica

E Proprietà globali

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Morfologia

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E  È la classificazione più usata e fornisce la terminologia di base

E  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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E  Forma (apparente) ellittica

E  Struttura diffusa con poca evidenza di gas e polveri

E  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

7

b/a 1 0.7 0.5 0.3

1-b/a 0 0.3 0.5 0.7

tipo E0 E3 E5 E7

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E Due componenti: sferoide centrale (bulge) e disco senza evidenza di bracci di spirale

E Due sottoclassi: normali (S0) e barrate (SB0)

E I sottotipi S01, S02, S03 sono definiti dalla:

- prominenza delle polveri nel disco

E I sottotipi SB01, SB02, SB03 sono definiti dalla:

- prominenza della barra

Hubble: galassie lenticolari

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NGC 3245 S01 NGC 524 S02 NGC 5866 S03

NGC 1023 SB01 NGC 2859 SB02 NGC 4643 SB03/SBa

10

E Due componenti: sferoide centrale (bulge) e disco caratterizzato dalla presenza dei bracci di spirale

E Due sottoclassi: normali (S) e barrate (SB)

E 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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E  Poca o nessuna simmetria

E  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)

E Successivamente vengono ridistinte in

- Im: irregolari di tipo magellanico

- IBm: irregolari barrate di tipo magellanico

rispettivamente poste lungo la sequenza delle S e

delle SB

Hubble: galassie irregolari

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LMC Irr I NGC 4449 Irr I Holmberg II Irr I

NGC 3034 (M82) Irr II NGC 520 Irr II NGC 520 Irr II

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Galassie non classificabili E ∼2% delle galassie non rientra nei tipi E, S0, S, Irr

E Si tratta soprattutto di sistemi disturbati e/o interagenti

NGC 5128 S0+S pec NGC 4038/39 Sc (tides)

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de Vaucouleurs distingue le galassie secondo tre parametri:

E  posizione lungo la sequenza morfologica principale

E-E+-S0--S00-S0+-Sa-Sb-Sc-Sd-Sm-Im

E  presenza o meno della barra

SA = senza barra, SAB = barra debole, SB = barra

E  tre varietà

(r) = i bracci si dipartono da un anello, (s) = presenza dei soli bracci a spirale, (rs) = varietà intermedia

e le colloca lungo cosiddetto diagramma a fuso

de Vaucouleurs: tipi morfologici

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de Vaucouleurs: diagramma a fuso

18

van den Bergh distingue le galassie secondo due parametri:

E  assenza/presenza del disco

- ellittiche (E)

- galassie a disco (S0,A,S)

E  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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E  van den Bergh suddivide ulteriormente le galassie a disco in base

- al rapporto disco-bulge nelle sottoclassi a,b,c

a D/B = 1-3, b D/B = 3-10, c D/B > 10

- alla presenza della barra

S = no barra, S(B) = barra debole, SB = barra

- alla forma dei bracci

* = irregolari, n = omogenei, t = effetti mareali

E  Le irregolari (Ir) vengono poste dopo le spirali ricche di gas

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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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E  La Via Lattea e` una galassia a spirale SBbc

E  Nel Gruppo Locale ci sono molte galassie irregolari e nane

Morfologia nel Gruppo Locale

22

23

24

25

Fotometria

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E  Per ciascun punto di una sorgente luminosa estesa si definisce come

brillanza superficiale =

E  I = F/Ω

è la SB in unità lineari (e.g. L� pc-2)

E  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

27

F L / 4πD2 L

Ω A / D2 4 π A

E  la SB non dipende dalla distanza (nell’universo locale):

Ω

A,L

D

I = = =

F = flusso misurato dall’osservatore L = luminosità della sorgente A = area della sorgente D = distanza dall’osservatore Ω = angolo solido sotteso dalla sorgente

F

28

E  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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E  Se I(r,θ) è la SB in P(r,θ) allora la luminosità totale LT è:

E  Se le isofote sono circolari LT è:

E  La magnitudine totale mT è:

Luminosità e magnitudine totale

30

E  Il raggio equivalente r* di una isofota di area A è:

E  La luminosità integrata L(r*) entro r* è:

E  La luminosità integrata relativa k(r*) entro r* è:

E  Il raggio efficace re corresponde a:

k(re)=1/2

Raggio equivalente ed efficace

31

Profili radiali di brillanza superficiale

E  il profilo radiale di SB in funzione di r* descrive la distribuzione di luce di una galassia nel suo complesso

32

Legge di de Vaucouleurs (o r1/4) E  Introdotta da G. de Vaucouleurs (1948, An. Astr., 11, 247)

E  Descrive il profilo radiale di SB delle galassie ellittiche e degli sferoidi delle galassie a disco

E  È una retta nel piano r1/4 - µ

Ø  Ie (o µe) = SB efficace

Ø  re = raggio efficace

LT = 7.22 π re2 Ie

33

1”

Δr ≈ 103

Δµ ≈ 14

ΔI ≈ 106

µe=22.25

raggio efficace: re=56.6”

µsky=22.7 SB efficace:

22’

NGC 3379 - E1

34

Le regioni esterne sono più brillanti del valore estrapolato per la legge r1/4 (⇒ alone luminoso che contribuisce l’8% della luminosità totale).

E M87 mostra deviazioni dalla legge r1/4 a grandi distanze dal centro

Deviazioni dalla legge r1/4 a grandi raggi

35

E L’effetto della turbolenza atmosferica (= seeing) è quello di smussare il profilo centrale di SB

E Risoluzione spaziale tipica per osservazioni da terra ≈ 1”

µV

1”

Deviazioni dalla legge r1/4 a piccoli raggi M87 – E0-1

36

E  HST produce immagini al limite di diffrazione 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

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

E Descrive il profilo radiale di SB delle galassie ellittiche nelle loro regioni centrali

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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Ø  K = SB di scala

Ø  rc = raggio di core

Ø  rt = raggio mareale

E Descrive il profilo radiale di SB delle galassie ellittiche (nane e nuclei) e degli ammassi globulari

E È l’unica legge parametrica con una base teorica (vale per sistema stellari sferici e isotropi)

1 1

Legge di King

40

C = log (rt/rc) = parametro di concentrazione

c

41

E  Confronto tra la legge di King e la legge r1/4

King

De Vaucouleurs

42

La legge di King applicata al profilo di SB della E1 NGC 3379

43

Legge esponenziale (o di Freeman) E  Introdotta da K. Freeman (1970, ApJ, 160, 811)

E  Descrive il profilo radiale di SB dei dischi

E  È una retta nel piano r - µ

Ø  I0 (o µ0) = SB centrale

Ø  h = raggio di scala

LT = 2 π h2 I0

44

SB centrale: µ0=21.9

raggio di scala: h =43.0”

µsky

µ(h)=µ0+1.086

NGC 4459 – SA(r)0+

45

sferoide + disco

dati

46

E  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

E  B = bulge, D = disco, B+D = T = totale

47

NGC 7013

disco esponenziale sferoide r 1/n

dati anello

lente

modello=sferoide+disco+anello+lente

NGC 7013

48

E  In genere le isofote hanno forma ellittica

isofota

ellisse interpolata

Forma delle isofote

49 19/03/2003 R.P. Saglia 15

NGC 4278N

E

PA

b

a

(x0,y0) E

19/03/2003 R.P. Saglia 15

NGC 4278N

E

PA

b

a

E  Ogni isofota è definita da:

Ø  livello della SB: µ

Ø  coordinate del centro: x0,y0

Ø  lunghezza dei semiassi: a,b

Ø  PA del semiasse maggiore: PA

PA

N

NGC 4278

PA twist

50

µ

x0 y0

e = 1-b/a

PA NGC 4660 ellittica

51

R P(x,y)≡P(R,φ)

φ a

b x

y

52

isofota ⇒ Riso(φ)

ellisse interpolante ⇒ Rell(φ)

E  A volte le isofote non sono perfettamente ellittiche

E  An e Bn descrivono le deviazioni dalla forma ellittica delle isofote

53

x0 y0

PA e

dev. simm. asse X

boxy/disky

dev. simm. asse Y

dev. simm. centro

54

= e = PA

= x0 = y0

55

= boxy/disky

= dev. simm. asse X

= dev. simm. asse Y

= dev. simm. centro

56

E disky a4>0

E boxy a4<0 NGC 5322 – E3-4

NGC 4660 – E:

57

NGC 4660 – E:

disky a4>0

58

NGC 4365 – E3

boxy a4<0

59

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)

Flux

Flux

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 c

ontin

uum-1

HR6018 (K1III) NGC4807 (S0) r=0”

63

F/F c

ontin

uum-1

ln λ ln λ

stella & galassia stella (v=6993 km/s) & galassia

64

F/F c

ontin

uum-1

LOSVD & fit

ln λ

v = 6993 km/s σ = 228 km/s h3 = -0.001 h4 = 0.002

v (km/s)

stella & galassia

65

66

NGC 4889 cD major axis minor axis

NGC 4931 S0 major axis minor axis

Profili cinematici

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68

69 Bender et al. (1990)

V>0 (receding) h3<0 V<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

72 sferoide disco

senza barra

con barra

E  Introdotta da John Kormendy e Ralf Bender nel 1996

E  Estende lo schema di Hubble introducendo le galassie disky/boxy nella sequenza delle ellittiche

boxy disky

disco

Classificazione di Kormendy e Bender

73 boxy 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:

Ø  più piccole

Ø  più deboli

Ø  isofote disky

Ø  sostenute dalla rotazione

E con profili core:

Ø  più grandi

Ø  più brillanti

Ø  isofote boxy

Ø  sostenute dalla pressione

77

E  vale per le galassie ellittiche (cinematica stelle)

E  trovata da S. M. Faber e R. E. Jackson (1976)

E  le galassie ellittiche più luminose hanno dispersioni di velocità maggiori

LT ∝ σ4

MT = -10 log σ + cost

log σ = -0.1 MT + cost

E  questo significa che le galassie ellittiche più luminose sono le più massicce

E  calibrata la relazione ottengo la distanza della galassia dal modulo di distanza m-M

La relazione di Faber-Jackson

78

R = 0”

σ0

E  Cinematica stellare della galassia ellittica M87

79

LT ∝ σ4.0

LT ∝ σ5.6

log σ

0 (k

m/s

)

LT ∝ σ3.2

log LB (L¤)

80

E  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

E  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

E  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.

E  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 lungo c)  FP visto di “taglio” dal lato corto Jorgensen et al. (1996)

85

E  vale per le galassie a spirale (cinematica gas)

E  trovata da R. B. Tully e J. R. Fisher (1977)

E  le galassie a spirale più luminose hanno velocità di rotazione maggiori (= ΔV maggiore)

LT ∝ ΔV4

MT = -10 log ΔV + cost

log ΔV = -0.1 MT + cost

E  questo significa che le galassie a spirale più luminose sono le più massicce

E  calibrata la relazione ottengo la distanza della galassia dal modulo di distanza m-M

La relazione di Tully-Fisher

86

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gas (= Vc)‏

ΔV = Δv/sini

cinematica: Δv

fotometria: mT ,i

87

NGC 3198 Ottico isofote Radio mappa HI

Curva di rotazione su asse maggiore Profilo riga HI

W20

20%

Δv

M3.6 = -9.13 (log Wimax -2.5) - 20.34

89

E Originariamente è stata trovata nel radio (HI) ma vale anche in ottico (HII)‏

E Diverse definizioni di ΔV: W20, WR, 2Vmax, 2Vflat

E La TF calibrata su galassie di distanza nota

con ΔB=0.25 e ΔV=0.06 correzioni empiriche (e arbitrarie) per tener conto del fatto che le galassie di ammasso sono sistematicamente più rosse di quelle di campo