Lezione 14
Un Universo di Galassie
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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
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Il quintetto di Stefan
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Irregolari
(alcune interagenti)
Un Universo di Galassie
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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
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Galassie a Spirale
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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.
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Galassie Ellittiche
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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).
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Galassie Irregolari e Peculiari
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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”).
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La classificazione di Hubble
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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!
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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”
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La Scala delle Distanze
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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!
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La Legge di Hubble
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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.
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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
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z =!! !0
!0=
!!
!0=
vr
c
vr = c!!
!0= cz
cz = H0d
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La Distanza di M87
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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
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Curve di Rotazione e Masse
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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
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La Materia Oscura
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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
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Ammassi di Galassie
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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.
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Galassie Interagenti
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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.
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“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.
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Simulazione di una Interazione
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http://terpsichore.stsci.edu/~summers/viz/
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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
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Gas Caldo negli Ammassi
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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”).
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Natura della Materia Oscura
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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%
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Collisioni tra Ammassi
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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
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Collisioni tra Ammassi
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Simulazione della collisione tra due ammassi.
Blu: materia oscura. Rosa: gas caldo.
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La Formazione delle Galassie
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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).
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L’Evoluzione delle Galassie
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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
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La Formazione delle Galassie
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Galassie grandi si formano
dalla fusione di galassie più
piccole (modello gerarchico).
Tempo
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I Super Ammassi
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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”.
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La Struttura su Grande Scala
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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”.
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Buchi Neri Supermassicci
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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!.
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Masse di Galassie e di Buchi Neri
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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).
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Conclusioni
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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.
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World Wide Web
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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