Classificazione morfologica di Hubble (1h - F)

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$\clubsuit\$ Nel cielo appaiono molte nebulose (o nebulae in latino ed in inglese), cioè oggetti di dimensioni angolari apprezzabili, catalogate per esempio da Messier nell'800. Molte di esse, come le regioni $HII$ , le nebulose planetarie o i resti di supernova, sono associabili agli stadi iniziali o finali delle stelle, altre sono ammassi stellari. La natura di molte altre nebulose, molte delle quali ellissoidali o spiraliformi, era ancora incompresa agli inizi del '900. In particolare, queste nebulose sembravano evitare il disco della Galassia e recedere da noi (per la maggiorparte di esse si misurava uno spettro con redshift positivo).

$\clubsuit\$ Si trattava di capire se queste nebulose fossero sistemi interni o esterni alla Galassia. Si generò una vivace discussione, culminata nel ``grande dibattito'' del 1920 tra Shapley, che sosteneva che le nebulose fossero interne alla Galassia, e Curtis, che sosteneva che queste fossero altre galassie a loro volta. La questione fu risolta nel 1922 dall'identificazione da parte di Hubble di una variabile Cefeide nella galassia di Andromeda (M31); questo permise ad Hubble di stimare la distanza di M31, che risultava ben maggiore delle dimensioni della Galassia. Le nebulose furono quindi promosse a galassie, e la cosmologia scientifica cambiò nuovamente volto.

Figura 3.18: Classificazione morfologica di Hubble. Fonte: Wikipedia.

Wikipedia, Ville Koistinen

Figura

$\clubsuit\$ La prima e più famosa classificazione delle galassie è morfologica e si deve (ancora una volta) ad Hubble. Le galassie si dividono in ellittiche, lenticolari, spirali ed irregolari (figura 3.18). È interessante notare come, a tutt'oggi, questa classificazione sia ancora largamente basata sull'analisi visiva di immagini da parte di esperti del settore^3.4. Classificazioni quantitative sono ancora in via di sviluppo e vengono applicate soprattutto alle galassie molto lontane.

Figura 3.19: Esempi di galassie ellittiche, spirali, lenticolari, irregolari e peculiari. Fonte: HST.

Peculiari: Hubble Space Telescope

Figura ellittiche

Figura spirali

Figura lenticolari

Figura irregolari

Figura peculiari

$\clubsuit\$ Le galassie ellittiche appaiono come ellissoidi privi di struttura (figura 3.19). Si presentano in diverse combinazioni di ellitticità, e vengono sottocatalogate a seconda del loro rapporto assiale: se $n=10(a-b)/a$ , dove $a$ e $b$ sono i semiassi maggiore e minore delle isofote^3.5 della galassia, questa viene catalogata $E_n$ . $n$ va da 0 (sfericità) a 7; non sono note ellittiche con $n>7$ .

$\clubsuit\$ Le galassie a spirale sono dei sistemi analoghi alla Via Lattea, formati da un disco e da un bulge, nonché da un alone sferoidale (strutture come il disco spesso non sono facilmente osservabili in galassie esterne). Queste mostrano come classe una continua variazione di struttura interna, e vengono di conseguenza sottocatalogate in spirali Sa, Sb, Sc ed Sd. Le spirali dei primi tipi (Sa, Sb) hanno bulge prominenti e bracci a spirale molto avvolti, mentre quelle degli ultimi tipi (Sc, Sd) hanno bulge piccoli e bracci a spirale diffusi. Per tutti i sottotipi morfologici, molte delle spirali (circa metà) presentano una vistosa struttura lineare, detta barra, che attraversa il bulge, e dalla quale si dipartono poi i bracci a spirale. La Via Lattea è una spirale Sbc, ed è probabilmente barrata.

$\clubsuit\$ Le galassie lenticolari sono intermedie tra le spirali e le ellittiche, e sono tanto numerose quanto le ellittiche. Presentano un disco, il quale non mostra alcuna struttura a spirale. Il bulge è molto grande, confrontabile con il disco se non più massiccio.

$\clubsuit\$ Infine, molte galassie si presentano come irregolari. Queste possono essere divise in due categorie: le irregolari di tipo I, per le quali un'analisi cinematica mostra una rotazione simile a quella delle spirali (come le nubi di Magellano), e quelle di tipo II, per le quali anche la cinematica è irregolare. Una sottoclasse delle irregolari è costituita dalle peculiari, in genere galassie disturbate da interazioni mareali con oggetti vicini.

$\clubsuit\$ Le galassie meno luminose (tipicamente con $M_B\ga -18$ ) vengono spesso chiamate nane. Le galassie irregolari sono in genere nane. La classificazione morfologica per queste galassie è più complicata di quella delle galassie brillanti, ed è al di là dei nostri interessi.

Figura 3.20: Profili di luminosità delle galassie. Fonte: R. Saglia.

R. Saglia

Figura

$\clubsuit\$ Chiamiamo profilo di luminosità $I(r)$ di una galassia la brillanza superficiale misurata lungo l'asse maggiore dell'immagine della galassia. Per le galassie ellittiche il profilo di luminosità osservato è di solito ben riprodotto da una legge di de Vaucouleurs (figura 3.20):

$$I(r) = I(0) \exp\left[-\left(\frac{r}{r_0} \right)^{0.25}\right]$$ (3.6)

mentre i dischi delle spirali seguono un profilo esponenziale:

$$I(r) = I(0) \exp\left(-\frac{r}{r_0} \right)$$ (3.7)

I bulge delle galassie lenticolari e spirali dei primi tipi seguono un profilo di de Vaucouleurs, mentre quelli delle spirali più tarde potrebbero avere dei profili esponenziali come i dischi. La questione è ancora irrisolta a causa della difficoltà pratica di separare il bulge dal disco.

$\clubsuit\$ Abbiamo già introdotto la funzione di luminosità delle stelle. Analoga definizione vale per le galassie: se $dN$ è il numero di galassie in un volume $V$ con luminosità nell'intervallo $[L,L+dL]$ , la funzione di luminosità $\Phi(L)$ è definita dalla relazione $dN=V\times \Phi(L)\, dL$ . Questa è ben riprodotta dalla seguente funzione analitica, detta di Schechter:

$$\Phi(L)dL = \Phi_* \left(\frac{L}{L_*}\right)^\alpha \exp\left(-\frac{L}{L_*}\right) \frac{dL}{L_*}$$ (3.8)

Si comporta come una legge di potenza di pendenza $\alpha$ ($\sim -1$ ) per $L\ll L_*$ , esponenzialmente tagliata per $L\gg L_*$ . Quest'ultimo parametro rappresenta quindi la luminosità tipica di una galassia brillante, mentre $\Phi_*$ rappresenta l'abbondanza tipica delle galassie brillanti.

Figura 3.21: Funzioni di luminosità delle galassie del catalogo 2dF per diversi tipi morfologici. Fonte: 2dF team.

2dF galaxy redshift survey, Madgwick et al., 2002, MNRAS, Volume 333 Page 133 (astro-ph/0107197)

Figura

$\clubsuit\$ La funzione di luminosità delle galassie vicine in banda $b_j$ (una versione della banda B) è mostrata nella figura 3.21, basata sul catalogo 2dF di cui si parlerà nel capitolo 5. I valori tipici dei parametri sono $\alpha\sim -1.1$ , $L_*\sim 4\times 10^{10}$ $L_\odot$ (in banda B, corrispondente a $M_B\sim -21$ ) e $\Phi_*\sim 10^{-2}$ Mpc$^{-3}$ . Questo valori dipendono dalla selezione osservativa del campione, dalla banda e dal valore preciso della costante di Hubble, che regola la scala delle distanze cosmiche (vedremo questo in dettaglio nella sezione 4.1). La figura 3.21 mostra anche la funzione di luminosità per galassie di diverso tipo spettrale (tipi 1 $\simeq$ E, tipi 2 $\simeq$ S0/a/b, tipi 3 $\simeq$ Sc/d, tipi 4 $\simeq$ Irr) . Si vede che le galassie ellittiche tendono ad essere brillanti e ad avere una funzione di luminosità bimodale (a basse luminosità emergono le ellittiche nane), mentre quelle degli ultimi tipi tendono ad essere sempre meno luminose.

$\clubsuit\$ Un discorso a parte meritano le ellittiche giganti e cD. Queste sono galassie ellittiche la cui luminosità è pari a diversi $L_*$ . Sono oggetti rari, di densità pari a $\sim10^{-6}$ Mpc$^{-3}$ , e sono di solito situate al centro di grandi gruppi ed ammassi di galassie, di cui si parlerà nel seguito. Sono le galassie più grandi dell'Universo, la loro massa stellare arriva fino a $3\times 10^{12}$ $M_\odot$ . Sono molto simili alle comuni ellittiche, e da molti punti di vista ne costituiscono una continuazione a grandi masse. Hanno però un profilo di luminosità che è di de Vaucouleurs a piccole distanze dal centro, ma presenta un alone tenue e diffuso nelle parti esterne.

$\clubsuit\$ Fino a qualche anno fa si riteneva che per le galassie a spirale il valore di $I(0)$ fosse circa costante, uguale a $I(0)\simeq 140$ $L_\odot$ pc$^{-2}$ , corrispondente a circa $\sim 21.7$ B-mag arcsec$^2$ (legge di Freeman). Osservazioni successive hanno evidenziato invece una popolazione di galassie a spirale con brillanza superficiale più bassa del valore di Freeman, sistematicamente perse nelle osservazioni precedenti. Tali galassie sono chiamate spirali low surface brightness (LSB)^3.6. Sono grandi dischi, di massa totale simile a quella delle spirali, ma sono più diluiti e globalmente meno luminosi. Con osservazioni profonde si è stabilito che esiste un'unica classe di dischi di cui le spirali brillanti rappresentano i casi di brillanza superficiale maggiore.

Figura 3.22: Distribuzione dei colori del catalogo SDSS. Fonte: I. Barldry et al. (2004).

Baldry, I.K., Glazebrook, K., Brinkmann, J., Ivezić, Z., Lupton, R.H., Nichol, R.C., Szalay, A.S., 2004, ApJ, 600, 681

Figura

$\clubsuit\$ Le galassie mostrano al variare del tipo morfologico una variazione in termini di popolazioni stellari. Le ellittiche e le lenticolari presentano stelle vecchie ma molto metalliche ( $Z\ga Z_\odot$ ), diverse quindi dalle stelle di popolazione II (che sono poco metalliche) ma simili a quelle del bulge della Galassia. Analoghe proprietà mostrano le stelle dei bulge delle spirali; sia ellittiche che bulge sono rossi, sia per l'assenza di stelle giovani e blu che per la loro elevata metallicità, che sposta il turn-off della sequenza principale verso il rosso. Le stelle dei dischi di spirali sono relativamente giovani e metalliche ( $Z\sim Z_\odot$ ), e sono analoghe alle stelle di popolazione I; i dischi delle spirali hanno colori blu. Sia le galassie ellittiche che le spirali, specialmente quelle più luminose, sono circondate da ammassi globulari. Le galassie nane infine sono caratterizzate da popolazioni stellari giovani ma poco metalliche ( $Z\ll Z_\odot$ ). Queste variazioni sono complessivamente visibili nella distribuzione dei colori delle galassie vicine nel piano colore-magnitudine, che appare bimodale (figura 3.22).

$\clubsuit\$ Dalla distribuzione dei colori si vede che per le galassie rosse (ellittiche) vi è una relazione tra colore e magnitudine, con le galassie più grandi un po' più rosse. Questa relazione potrebbe in linea di principio essere dovuta ad una variazione nelle età delle popolazioni stellari; una popolazione più vecchia è caratterizzata da colori più rossi e da rapporti ${\cal M}/{\cal L}$ maggiori. In questo caso le ellittiche più grandi avrebbero stelle più vecchie.

$\clubsuit\$ L'interpretazione dei colori delle ellittiche è complicata dalla degenerazione età-metallicità: il colore della popolazione stellare è determinato dal colore del MSTO, ma due popolazioni, una un po' più vecchia ed una un po' più metallica, hanno lo stesso MSTO e quindi mostrano quasi esattamente lo stesso spettro. Da un'analisi dei dettagli degli spettri risulta che la relazione colore-magnitudine è dovuta principalmente ad una differenza nella metallicità delle stelle: le galassie più grandi hanno stelle più metalliche.

$\clubsuit\$ Le galassie di diverso tipo morfologico si distinguono anche per differenze nella presenza di ISM. Le ellittiche e le lenticolari ne sono quasi completamente prive, con l'eccezione di occasionali cinture di gas e polvere che orbitano nelle parti esterne di alcune galassie. Inoltre, le ellittiche isolate^3.7 sono circondate da grandi aloni di gas molto caldo ( $T\sim10^6$ K), visibile nei raggi X grazie alla sua emissione di bremsstrahlung termico. Anche i bulge sono tendenzialmente poveri di ISM, con l'eccezione del nucleo (la parte centrale), dove si accumula facilmente gas. I dischi di galassie a spirale sono invece ricchi di ISM, e la frazione di gas e polveri aumenta nei tipi più tardi. La frazione di gas aumenta ulteriormente nelle irregolari e nelle nane.

Figura 3.23: Spettri tipici di galassie.

Figura ellittica

Figura spirale

Figura irregolare

$\clubsuit\$ Le proprietà delle popolazioni stellari delle galassie si ottengono, più che dai colori, dagli spettri. Lo spettro di una galassia è dato naturalmente dalla sovrapposizione degli spettri di tutte le stelle, ed è quindi determinato dalla popolazione stellare dominante in termini di luminosità. In particolare, lo spettro di un'ellittica mostra le righe caratteristiche di stelle intermedie, mentre gli spettri delle spirali mostrano le righe in assorbimento di stelle dei primi tipi, e in molti casi righe in emissione caratteristiche di regioni $HII$ (figura 3.23). I modelli di sintesi di popolazione stellare si occupano della predizione dello spettro di un sistema stellare a partire dalle singole stelle che lo formano.

$\clubsuit\$ In assenza di immagini sufficientemente accurate, si può operare una classificazione spettrale delle galassie. I tipi spettrali correlano con quelli morfologici, ma con un errore non trascurabile. Ancora meno affidabile risulta la classificazione di colore (figura 3.22, nella quale le galassie rosse sono identificate come E/S0/Sa e le blu come spirali dei tipi successivi. Dato che poche stelle giovani possono rendere blu una galassia complessivamente vecchia, questa classificazione è molto sensibile ad episodi minori di formazione stellare.