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
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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
AA. 2007-2008
NGC4254
Conclusioni
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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 (?)
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