Effetti dinamici sulle galassie negli ammassi

Silvia FabelloUniversità di Milano-Bicocca

Come influenzano la formazione stellare

AA. 2007-2008

Segregazione morfologica: nature or nurture?

AA. 2007-2008

Evoluzione si studia esaminando la morfologia delle galassie negli

ammassi fino a 5 Gyrs fa.

L'ambiente degli ammassi causa una trasformazione morfologica?

Oggi:

Segregazione spaziale:le ellittiche

verso il centro, le SO sparse;

grande popolazione di dwarf

spheroidals.

z ≥ 0.4

Mancanza di sistemi S0;

a basse luminosità principalmente

spirali Sc-Sd (''fuzzy blobs''

(Butcher & Oemler 1978, 1984).

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Gli ammassi di galassie sono “deficienti” di gas HI neutro (funzione

della distanza dal centro).

Ammasso CGCG97-041:

DSS-blue plates +

Contorni radio

da AGES nel range

6500 < V < 6850 km s−1.

Livelli: 0.18, 0.26,

0.36, 0.52, 0.73, 1.05, 1.5

Jy km s−1 beam−1.

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La “normale” VCC 92 (NGC 4192) in cui i profili del gas sono

sovrapposti all‟Ha (sinistra) e al continuo R (destra)

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la deficiente di HI, nucleata VCC 1690 (NGC 4569). in cui i profili

del gas sono sovrapposti all‟Ha (sinistra) e al continuo R (destra)

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I profili di brillanza superficiale in R (punti scuri) e in Ha (punti chiari)

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Deficienza di H =>

SF troncataVirgo

Isolate

Star Formation nelle galassie

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• Indicatori diretti e indiretti, da cui si ricava un star formation

rate (in MϿyr-1) da modelli di sintesi di popolazione stellare;

UV,

a 2000Å emissione di stelle A

giovani e massive (2-5 M Ͽ) . Va

corretto per estinzione delle polveri

Ha,

dovuto all'idrogeno ionizzato in

regioni HII da stelle OB massive

(>8M Ͽ ), giovani (<4×106 yrs);

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• La SFR per unità di massa è

regolata dal contenuto totale di gas

SCHMIDT LAW

=>

dipende dalla

deficenza totale di gas (HI+H2)

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la morfologia della formazione stellare è stata studiata in dettaglio

negli ammassi (difficile!), con risultati controversi:

• c‟è un troncamento della SF nei dischi esterni? (ram pressure)

• c‟è eccesso di SF dovuto a caduta di gas al centro? (tidal)

Tidal,

harassmentRam pressure

Gli ammassi di galassie

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La distribuzione delle galassie non è uniforme;

ammassi= associazioni con più di 50 oggetti entro due magnitudini

dalla terza galassia più luminosa.

• Distribuzione radiale ~R1/4

raggio effettivo Re ~ 1-2 h-1Mpc

• Core radius rc: 250 h-1kpc

• Raggio medio: 3 h-1Mpc

• Velocità di dispersione s

(linea-di-vista): 800 km s-1

• Mass-to-light ratio Γ: 250 h Γ Ͽ

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Aggregazioni di punti massa che si muovono sotto attrazione

gravitazionale reciproca, ma:

• sono dinamicamente giovani, oggetti virializzati piu massivi =>

oggetti al centro hanno fatto poche orbite, all'esterno stanno ancora

cadendo (eg: Galaxy & M31);

• alta percentuale di galassie (~10-3 sul volume) => collisioni

diventano importanti;

Chandra X-ray: Abell 2029

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Informazioni sulla geometria dalla distribuzioni dei raggi X emessi

dal gas nel potenziale del cluster.

3c43

Interazioni mareali

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Interazioni mareali fra coppie di galassie

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Agiscono su gas, polveri and stelle, materia oscura; l’efficienza dipende

dal legame gravitazionale => trasformazione morfologica selettiva.

Forze mareali ~ M/R3 => ci può essere rimozione efficiente del gas

dall‟alone (dipenda da dimensioni e distanza oggetti)

Simulazioni mostrano che perturbano più facilmente il gas HI periferico

che non quello molecolare più interno nel potenziale.

La formazione stellare (da osservazione e simulazioni) è accresciuta nel

nucleo.

Kennicutt et al. 1987

- osservazioni

Coppie in interazione

Galassie di campo

Interazioni mareali fra coppie

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Iono et al. 2004

- simulazioni

Collisione (sx), disco 1 (mezzo) e

disco 2 (dx).

I contorni rappresentano la

distribuzione stellare, la scala di

grigi quella del gas.

Ogni immagine è 14 kpc2

Interazioni mareali fra coppie di galassie

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Si può quantificare usando un parametro:

Con Pgg ≥0.006-0.1 (funzione del rapporto di massa alone/disco)

Mcomp la massa compagna,

Mgal and rgal massa e raggio ottico della spirale

d la separazione fra le galassie.

3

gal

galcomp

gg)(d/r

)/M(M P

Byrd & Valtonen (1990): Q0= halo-to-disk mass ratio vs

parametro di perturbazione per 23 valori di Q0

(simulazioni)

Interazioni mareali fra coppie di galassie

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MA:

• a causa delle alte velocità durano poco (soprattutto rispetto a

interazioni di campo) : tenc~108 yr

• con un raggio galattico di ~10 kpc, Mcomp~Mgal e separazione media

di ~200 kpc in un ammasso di 2 Mpc con 1000 oggetti, si calcola

Pgg ~10-4 , molto minore di quello critico per la caduta di gas.

• la frequenza degli incontri trelax-1 ~10-10 , rispetto all‟età dell‟universo, è

trascurabile

• Oggetti in interazione sono difficilmente identificabili perchè le code

mareali vivono poco (poco legate).

Interazioni mareali di galassie con potenziale

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Byrd & Valtonen (1990): distorsione di

galassia a spirale con alone 3 volte ca il

disco.

Più efficienti, data la massa dei clusters > 1014 M Ͽ

A seconda del parametro di impatto il disco è perturbato con un bulge o

strutture a spirale; aumenta lo spessore.

Alcuni modelli mostrano che c‟è

accelerazione di nubi molecolari

che cadono al centro =>

aumento di pressione cinetica

induce star formation

(consuma gas su tempi lunghi).

Interazioni mareali di galassie con potenziale

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Parametro di perturbazione:

Con R la distanza della galassia

dal centro dell‟ammasso.

Se Pgc è critico, il gas è portato al centro della galassia, favorendo

l‟attività nucleare, su tempi di 2-3 108 yr.

L‟interazione è ancora inefficiente nel rimuovere il gas esterno fuori dal

raggio mareale (non giustifica le deficienze di HI osservate)

3

gal

galcluster

gc)(R/r

)/M(M P

Interazioni mareali di galassie con potenziale

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Parametri di perturbazione:

Pgc = 0.28 per Coma, 0.16 per A1367 e 0.06 per Virgo,

alla distanza di R=500 kpc dal centro dell‟ammasso.

Data relazione empirica: [kpc])Log(r37.246.8 ])[MLog(M galsolgal

rgal=30 kpc

rgal=5 kpc

R=200 kpc

R=800 kpc

3

1

R 38.25LogM11.6 gal

Harassment

AA. 2007-2008

AA. 2007-2008

Le immagini HST hanno mostrato che c‟è una trasformazione nei cluster

su un look-back time di 4-5 miliardi di anni (pochi tempi orbitali del

cluster) . La componente di campo evolve più lentamente

Modello per l‟effetto „Butcher-Oemler effect‟ :

i. Meccanismo per creare galassie disturbate con SF accresciuta.

ii. Contesto cosmologico che giustifichi la sua efficienza a z~4

iii. Identificazione dei residui di questi oggetti negli ammassi oggi.

Kauffman (1995) ha mostrato che il clustering gerarchico produce un

incremento a z~0.4, quando un oggetto entra nell‟ammasso.

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Coma cluster a z=0.023; quasi tutti gli oggetti intorno alle

due ellittiche dominanti sono E o S0.

Immagine HST di CL0939 a z=0.41; è dominato da

spirali; molte appaiono disturbate anche se non si vedono

oggetti nelle vicinanze; c‟è intensa formazione stellare.

La popolazione di Ellittiche brillanto è già presente a z=0.41; la differenza nelle

popolazioni è più drammatica ad almeno due magnitudini più deboli di L*

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Moore (1996, 1998, 1999) ha proposto il

galaxy harassment

= Incontri galassia-galassia ad alta velocità, ravvicinati (∼ 50 kpc)

con il potenziale dell‟ammasso

=> l‟harassment delle spirali a bassa luminosità produce le dwarf

ellittiche osservate a z=0.

Visualizzazione della superficie del

residuo mareale di stelle da una

galassia che ha subito harassment 4

miliardi di anni fa.

Harassment: Simulazioni

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Dipende dalla frequenza collisionale, dalla forza delle collisioni, dal

campo mareale dell‟ammasso e dalla distribuzione del potenziale.

Simulazioni (sia puramente gravitazionali che idrodinamiche) di spirali a

bassa massa (L∗/5 and L∗/20 - maggiormente perturbate) mostrano che la

materia oscura è più facilmente rimossa delle stelle.

All‟inizio una consistenze frazione (più del 50%) delle stelle sono

rimosse; poi aumenta l‟energia di legame rendendo il meccanismo meno

efficace.

Produce star-bursts, e la perdita di momento angolare fa cadere il gas al

centro.

L‟effetto dell‟harassment aumenta (debolmente) con la brillanza

superficiale centrale, con le dimensioni del disco, e la velocità di

dispersione.

Moore et al. hanno ottenuto sistemi in accordo con le osservazioni.

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Confronto fra immagini

sintetiche da Moore et al. (1996)

(sinistra), e osservazioni (destra)

[distribuzione stellare smussata

per risoluzione].

a) Galassia a spirale disturbata

nell‟ammasso CL1447, e

modello di galassia 150Myr

dopo un incontro.

L‟oggetto perturbante si è

già spostato di 200kpc.

b) NGC4438- vicino al centro di

Virgo. La compagna non è

responsabile dell‟interazione

Modello a 1Gyr nel cluster:

la coda di materiale è stata

distorta ulteriormente.

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c) Una galassia a spirale del

cluster CL0939 con un

anello, spesso osservato

nelle simulazioni di

harassment.

d) Dwarf ellittica di Coma

confrontata conu un modello

di galassia dopo 3Gyr di

evoluzione.

Ram Pressure

AA. 2007-2008

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Gunn & Gott (1972): il mezzo interstellare ISM è strappato dalle galassie

che si muovono ~1000 km s-1 attraverso il mezzo intergalattico caldo

(~ 107-108 K) e denso (~10-3 -10-4 atomi cm-3) dalla ram-pressure.

(l‟IGM era stato predetto dopo le osservazioni delle code radio delle radio

galassie, prima che le osservazioni X lo detettassero).

La Ram-pressure rimuove il ISM se supera la pressione gravitazionale:

A causa del potenziale minore, la rimozione del gas è più efficiente nelle

dwarf irregolari che in spirali giganti.

La componente stellare vecchia non è perturbata.

gasstarG 2 v2

galIGM

Ram Pressure: Simulazioni

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Le simulazioni variano nella scelta di:

profili di densità, orbite delle galassie in ammasso, potenziale interno

delle galassie, star formation (consumo del gas e „riformìnimento‟).

Tutte mostrano che la ram-pressure è efficiente su tempi scala di ~109 yr,

confrontabili con il tempo di crossing dell‟ammasso.

L‟efficienza dipende dall‟inclinazione del disco rispetto alla traiettoria

=> interazioni face-on più efficienti.

Nubi con densità superficiale <4 10-3 g cm-2 possono essere strappate =>

le nubi molecolari non sono affette, con densità superficiale ~ 10-2 g cm-2

Interazioni idrodinamiche tra l‟ISM freddo e l‟IGM caldo causano

aumento della pressione esterna, instabilità termica e moti turnbolenti =>

si ha aumento delle collisioni fra nubi e loro collasso, che potrebbero

incrementare la formazione stellare .

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Si può quantificare l‟incremento della SF su tempi scala brevi (~108 yr) di

un fattore 2 => da 0.1 a 0.5 M Ͽ yr-1, 8 Myr dopo il collasso della nube.

SF è maggiore durante il passaggio nelle zone esterne del cluster, dove

l‟IGM è meno denso, che non al centro dove la rimozione del gas

sopprime la formazione stellare.

Su tempi maggiori la SF decresce a causa della rimozione del gas HI =>

galassie quiescienti.

Ci si aspetta una diminuzione del gas molecolare

consumato dalla star formation.

Ram-pressure dovrebbe essere più efficiente su

oggetti a piccola massa, ma le osservazioni non

confermano.

(MA c‟è bias osservativo: ad una data sensibilità

HI gli oggetti deficienti sono più difficli da

osservare)

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NGC4848- Coma

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CGCG 97-073 in A1367

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NGC4254

Conclusioni

AA. 2007-2008

AA. 2007-2008

Intra Cluster Light

Caratteristica comune dei cluster: luce diffusa, a bassa brillanza

superficiale => Difficile da stimare a grandi raggi!

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Intra Cluster Light

Stelle strappate da interazioni?

MA:

1- luce è fino a 1/3 della luminosità totale, troppa per esser

giustificata cosi!

2- profilo segue quello delle galassie fino a 5 raggi di core; se

fosse dovuto a interazioni più interno!

Immagine ESO

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L‟importanza relativa dei diversi processi dipende da parametri difficili da

quantificare.

Effetti delle perturbazioni:

a) Interazioni gravitazionali inducono caduta del gas al centro con

conseguente aumento della nuclearità.

Scaldano il disco e aumentano il rapporto bulge/disco.

Sono più efficienti su oggetti a bassa luminosità e bassa brillanza

superficiale. Trasformano spirali in lenticolari.

Interazioni mareali con il potenziale difficilmente rimuovo l‟HI esterno (r

di troncamento > del raggio del gas) => non giustificano deficienza di

idrogeno osservata.

b) Interazioni con IGM (ram pressure) sono efficienti nel rimuovere il

disco esterno di gas e diminuire la formazione stellare, ma non

giustificano segregazione morfologica (non aumentano rapporto

bulge/disco).

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Efficienza in funzione della distanza dal centro dell’ammasso:

Le interazioni galassia-cluster IGM sono più efficienti vicino al centro

dove densità e temperatura, e velocità della galassia, sono maggiori (il

campo mareale raggiunge un massimo al raggio di core).

Anche se le interazioni sono veloci, la frequenza degli incontri è

massima nelle regione più dense.

Harassment (grazie all‟azione combinata degli incontri galassia-galassia

e galassia-campo) potrebbe essere efficiente anche in periferia.

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Tempi

scala

Componenti

interessateStar formation Gas

Tidal

Interactions

(coppie)

Durata

~108yr

Freq

~1010 yr

gas, polveri,

stelle, materia

oscura

Non signf

(nel nucleo)

Rimosso da

alone (se R

grande)

Più HI che H2

Poco

frequenti, poco

efficaci

Tidal

Interactions

(potenziale)

SF su t

2-3 108 yrGas, stelle

Nucleare

(e nel disco)

Accelerazione

nubi H2,

gas infall,

rimozione oltre

rt

Formazione di

barre, disco

perturbato,

non giustifica

def_HI

Harassment

Molti

tempi di

crossing

Materia

oscura,

stelle (poco)

Star-bursts

multipli;

stelle rimosse

(inizio)

Cade al centro

Agisce su low-

mass;

aumenta con Σ

Ram

Pressure

~109 yr Gas, stelle

S.Vecchie:

imperturbate

SF: accentuata

in ~108 yr

CO:

imperturbato

HI: rimosso

Giustifica

def_HI; più

efficiente su

law-mass (?)