un universo di galassie - osservatorio di arcetrimarconi/lezioni/astro07/lezione14.pdf · 13...

Lezione 14

Un Universo di Galassie

AA 2006/2007 Astronomia ➫ Lezione 14

Schema della Lezione

2

Il quintetto di Stefan

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.


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.

SpiraliEllittiche


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 Magellano

Peculiari: 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/4πD2

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 Hubblevr = 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.


Distanze con la Legge di Hubble

11

La velocità di recessione si determina dai “redshift” misurati. Lo spostamento doppler (λ-λ0) osservato (λ-λ0) 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

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 λ0=589.0 nmHα

λosservata=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

17

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

19

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

Barionicamateria 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 (ν) + ??

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)

Pos

izio

ne 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 galassie - osservatorio di arcetrimarconi/lezioni/astro07/lezione14.pdf · 13...

Documents