Le Galassie EsterneAA 2011/12

B3 - Principi di Astrofisica La Via Lattea

Il centro Galattico

1

La Galassia ha 3 componenti principali:disco (stelle, gas, polvere);sferoide (bulge; stelle);alone (stelle, materia oscura).

La struttura della Galassia

Il Sole si trova nel disco ad una distanza R0=8±0.5 kpc dal centrodella Galassia.Sul piano del cielo, il centro Galattico si trova nella costellazione del Sagittario.

Distanza dal centro GalatticoLa distanza (D) del Sole dal centro galattico è un parametro fondamentale per capire la struttura della nostra Galassia. Vari metodi per determinarla.

Determinazione del centro di una distribuzione di stelle o ammassi:

distribuzione degli ammassi globulari nell’alone (D da RR Lyrae);

distribuzione di stelle nel bulge (D da Variabili Mira, L~5000 L☉);

proprietà cinematiche di Cefeidi, stelle O e B, regioni HII nel disco (orbite circolari il cui centro coincide col centro galattico).

Misure dirette da stelle o altro tipo di sorgenti che si trovano attorno al centro galattico (→ buco nero al centro della galassia).

!

R0 = 8.0 ± 0.5 kpc recentemente (2009 see paper) rivisto in R0 = 8.2 ± 0.5.

Il Centro Galattico

Centro Galattico

Piano del Disco Galattico

AV=30 verso il Centro GalatticoFV(Osservato) / FV(Emesso) = 10(-0.4A

V) = 10-12 !

Le osservazioni nel visibile sono impossibili.

Osservazioni radio ( λ = 90 cm )

Sagittarius A

Sgr A*

Piano del Disco

Galattico

Moto proprio di Sgr A*Sgr A* mostra una parallasse secolare dovuta alla rotazione Sole attorno centro galassia (moto del Local Standard of Rest, VLSR=220 km/s).Tenuto conto del moto del LSR, Sgr A* ha moto proprio VSgrA*< 8 km/sStelle intorno a Sgr A* hanno masse e velocità tipiche di 10 M☉ e 1000 km/s.Se Sgr A* ha la stessa energia cinetica di queste stelle:½ MSgrA* VSgrA*2 = ½ M* V*2 ½ MSgrA* (8 km/s)2 > ½ 10 M☉ (1000 km/s)2 MSgrA* > 2×105 M☉ Sgr A* deve essere un oggetto molto massiccio!

Moto del LSR (V=220 km/s)

Il Centro Galattico nell’IR

Ammasso di Stelle nel centro galattico!

Centro Galattico

AK~AV/10~3 verso il Centro GalatticoFK(Osservato) / FK(Emesso) = 10(-AK/2.5) = 10-1.2 !Si può osservare in K (2.2μm).

Le osservazioni da terra sono disturbate dal seeing che permette solo di studiare le orbite di poche stelle brillanti!

Piano del Disco Galattico

Ottiche adattiveLBT - INAF - Mt. Graham - Arizona

Osservazioni in banda K (2.2 μm)

Osservazioni con ottiche adattive:permettono di ottenere alta risoluzione spaziale (≈0.06’’ limite di diffrazione di un telescopio di 8m in K);permettono di risolvere le singole stelle e di misurarne le posizioni sul cielo con errore inferiore a 0.01′′.

Diffraction Limited(AO in K, 8m Tel)

Seeing Limited

SgrA*

Stella di riferimento per Ottica Adattiva

Misura della velocità delle stelle

Dagli spettri delle singole stelle si può misurare delle velocità lungo la linea di vista VZ grazie all’effetto Doppler.In figura esempi di spettri di stelle nella regione del centro galattico. La posizione delle righe di assorbimento stellari fornisce la direttamente VZ.

Piano del Cielo

Osservatore

VZ

VX

Vy

Misura della velocità delle stelle

Dai moti propri delle stelle (variazione della posizione delle stelle nel tempo) si ottiene le componenti della velocità nel piano del cielo VX, VY.Si misurano i moti propri (spostamento angolare in funzione del tempo) da cui si ottengono le velocità introducendo D, distanza dal centro galattico.

Piano del Cielo

Osservatore

VZ

VX

Vy

VX = Δx / Δt = D Δα/ ΔtVY = Δy / Δt = D Δδ/ ΔtD Distanza Centro Galattico

Traiettorie Curve = Accelerazioni

I vettori accelerazione si intersecano alla posizione di Sgr A*.

-2000

-1000

0

2002.5 2003.0 2003.5 2004.0 2004.5 2005.0

time

line

of sig

ht ve

locity (

km

/s)

-0.4

-0.3

-0.2

-0.1

0

0.1

0.2

0.3

0.4

0.5

0.6

-0.3-0.2-0.100.10.20.30.4

S17S08S14S12S13S8S2S1

x0=+2.5masy0=-2.1 mas

Mo=3.68±0.2x10

6 M(sun)

(Ro= 8 kpc)

RA-offset (arcsec)

De

c-o

ffse

t (a

rcsec)

3D structure of orbits

Schödel et al. 2003, Ghez et al. 2003, Eisenhauer et al. 2005

Misura della Massa del BH (1)Orbita della stella S2:

si applica F=Ma;si tiene conto degli effetti di proiezione (il piano orbita non è necessariamente sul piano del cielo);si ottiene x(t), y(t), vx(t), vy(t), vz(t) in funzione dei parametri liberi (tra cui MBH, D);si determina il best fit dei dati osservati per ottenere i parametri liberi.

!!!

!!!!!

MBH ≈ 3×106 M☉ Distanza centro galattico: 7.9±0.42 kpcPeriodo ≈ 15.2 anniEccentricità ≈ 0.87Semi-asse maggiore ≈1.5×1016 cm ≈103 AU

The motion of the stars around Sgr A*

Consideriamo un sistema di particelle in interazione gravitazionale legato ed in equilibrio. Si può dimostrare che

<U>+2<K>=0 (Teorema del Viriale)

dove <U> è l’energia gravitazionale media totale del sistema (sul tempo) e <K> è l’energia cinetica totale media.

Indichiamole per semplicità con U e K ed applichiamo il T. del Viriale:

!

Misura della Massa del BH (2)

⇤

stelle

��GMenc(R)M�

R

⇥= �2

⇤

stelle

�12M�V

2� (R)

⇥

〈V2

(R)〉

[km

/s]

Distanza dal Centro Galattico (pc)

Moto per massa MBH in 0.01 pc

Misura della Massa del BH (2)

Massa puntiforme è ≈ 3×106 M☉ confinata in 0.001 pc.È >> massa osservata in stelle e gas → massa oscura.Densità > 1017 M☉ pc-3 È un Buco nero!L’ammasso di stelle attorno al BH ha una densità centrale di 7×108 M☉ pc-3 ad una distanza di 0.1′′.

Massa puntiforme

Massa estesa

Massa in Stelle (VISIBILE)

Massa dal Teorema del Viriale (VISIBILE+OSCURA)

Flares Infrarossi di Sgr A*

Sono stati osservati flares periodici con periodo di

17±2 minuti

The strange case of Sgr B2 SgrB2 is a giant molecular cloud at ~100pc projected distance from the SgrA*, with a radius of 7 pc (3�.5)

The spectrum of SgrB2 is a pure reflection spectrum

Reflection of what? No bright enough source is there !!!

INTEGRAL Image of GC (Revnivtsev 2004)

The emission from SgrB2 is extended and brighter in the direction of the BH (Murakami 2001).

Is SgrB2 echoing past emission from the BH, which was then active in the past (e.g. Koyama et al. 1996) ???

Sunyaev et al. 1993

Was the GC an AGN a few hundreds years ago? X-ray polarimetry can definitively proof or reject this hypothesis. SgrB2 should be highly polarized with the electric vector perpendicular to the line connecting the two sources.

Reid et al. (2009)

Measurable with

NHXM!