Ricerca e studio di galassie nane e di bassa brillanza nel gruppo NGC3923

Capitolo 1
Introduzione
Un problema chiave nella comprensione dell’evoluzione delle galassie ` e di
riuscire a distinguere il ruolo degli oggetti di bassa massa e di bassa brillanza
superficiale (LSB). Queste galassie (nane ellittiche nucleate e non nucleate
e irregolari) sono note infatti per mostrare un rango abbastanza ampio di
propriet` amorfologicheespettrofotometricheutileadiscuteresepossanoessere
considerate come una classe singola di oggetti o piuttosto come una sorta di
′′ sottoprodotti
′′ della formazione di ellittiche luminose e galassie a spirale [17].
Un altro problema, secondario ma non meno importante, riguarda il fatto che
legalassienanemostrinoinmolticasiun’attivit` adiformazionestellarelatente
ma continua che porterebbe a concludere che possano avere agito, in epoche
passate, come
′′ motori
′′ efficienti capaci di arricchire in maniera significativa
le abbondanze chimiche primigenie del mezzo interstellare e intergalattico
[1]. Infatti, mentre alcune nane ellittiche possono essere spiegate con un
chiaro scenario evolutivo, che in prima approssimazione somiglia a quello
degli ammassi globulari, in altre situazioni bisognerebbe giustificare perch´ e
e come la formazione stellare non si sia mai interrotta sull’intero tempo
di vita della galassia [23]. Una importante caratteristica aggiuntiva risiede
nella particolare distribuzione spaziale delle galassie LSB (specialmente se ci
riferiamo alle nane irregolari) che sembrano
′′ riempire
′′ in modo omogeneo
l’Universo di oggi [17] contrariamente, ad esempio, alla distribuzione delle
galassie early-type che seguono meglio le tracce degli ammassi o di altre
strutture cosmologiche su larga scala. Il ruolo di queste galassie ` e assai
importante anche nellaelaborazionedella teoriaCDM[26],dove vengono viste
1
2 Capitolo 1. Introduzione
come i blocchi fondamentali (building blocks) per la costruzione di sistemi
pi` u grandi. Perci` o tutte le questioni sopra elencate richiamano direttamante
a delle implicazioni cosmologiche importanti che potrebbero assegnare alle
galassie LSB un ruolo chiave nell’evoluzione dell’Universo. Un sistematico
lavoro osservativo con lo scopo di mappare la distribuzione di galassie LSB
in zone selezionate del cielo ` e stato eseguito gi` a da diversi gruppi di ricerca,
portando a survey complete e alla compilazione di cataloghi morfologici di
gruppi di galassie e ammassi vicini [40] [38] [18]. I loro cataloghi fungono da
riferimento base ad un’analisi pi` u approfondita che prevede una fotometria
accurata e la spettroscopia di galassie singole [13] [14]. Comunque, indagini
spettroscopiche di galassie LSB rimangono ancora un compito difficile, in
particolare per aggregati di galassie oltre l’ammasso della Vergine e di Fornax
[37]. Una visione complementare pu` o anche essere ottenuta attraverso lo
studio di gruppi pi` u piccoli [10] [11] dal momento che le galassie LSB in
questi ambienti poveri possono avere sperimentato processi fisici differenti e/o
complementari, a confronto con la loro controparte negli ammassi. A partire
da queste assunzioni, si ` e avviato un progetto a lungo termine che punta ad
eseguire una ricerca sistematica di una popolazione di galassie deboli (B∼21,
μ
B
∼26 mag/arcsec
2
) in diversi gruppi loose (a bassa densit` a) intermedi fra il
contesto evolutivo degli ammassi densi di galassie e del campo cosmico inter-
cluster, a basso redshift (z∼0.01). Si propone qui di seguito uno studio della
regione attorno alla galassia NGC 3923 (d= 17.3 Mpc) [21] con lo scopo di
individuare e caratterizzare l’eventuale popolazione di
′′ satelliti
′′ nane pi` u
deboli. Il gruppo di NGC 3923 si caratterizza per le sue diffuse emissioni
a raggi-X, con una morfologia abbastanza regolare centrata sulla galassia
ellittica luminosa [16], confermando cos´ ı la natura fisica e lo stato dinamico
′′ rilassato
′′ di questo aggregato galattico. La nostra survey, eseguita durante
tre notti di osservazione con il Wide Field Imager (WFI) al telescopio ESO-
MPG di 2.2 m a La Silla (Cile), ha portato con successo alla compilazione
di un catalogo di 46351 oggetti, in gran parte galassie, profondo (μ
B
∼27
mag/arcsec
2
) e completo (B≤25) della popolazione disposta nei pressi e/o
intornoall’ellitticadominantedelgruppo,inuncampodiun’areadi1x1grado
quadrato. Conformemente all’ apparente morfologia, alla brillanza e al colore,
3
come calcolato dalle analisi del campo con SExtractor [4], ` e stato estratto e
localizzatoincielouncatalogodicirca50candidatidinaneellittichenucleatee
non nucleate e nane irregolari. Questo catalogo attualmente comprende anche
due delle complessive 10 galassie nane ellittiche di Vader & Chaboyer [47] pi` u
brillanti di B=18 (M
B
= -13.2), trovate in precedenza all’interno di un’area
di ∼35 arcmin di NGC3923. In definitiva, il lavoro di questa tesi si propone
l’obiettivo scientifico di studiare delle propriet` a rilevanti delle galassie:
• la morfologia e i colori del gruppo delle possibili galassie satelliti;
• l’eventuale dipendenza dello stato evolutivo dei membri di piccola massa
dall’ambiente.
Introdurremo le galassie nane (capitolo 2), mettendo in rilievo
l’importanza rivestita da simili sistemi nell’Universo primordiale e
soffermandoci sulle loro caratteristiche generali; descriveremo brevemente la
strumentazione e i campi osservati (capitolo 3) e presenteremo in dettaglio
la riduzione dei dati (capitolo 4); riporteremo infine l’analisi scientifica e le
informazioni da essa ricavate (capitolo 5) assieme alle considerazioni nate dal
confronto dei nostri dati con quelli della letteratura.
Capitolo 2
Argomenti fisici sull’importanza
delle galassie nane
2.1 Le galassie nane
Le galassie nane, un tempo considerate insignificanti e di scarso interesse
per gli studi sull’Universo su grande scala, sono oggi diventate oggetto di
grande attenzione da parte del mondo astronomico, al punto da considerare
questi sistemi come elementi fondamentali per comprendere la formazione e
l’evoluzione dell’Universo. Assieme al fatto che sembrino essere i sistemi pi` u
comuni nell’Universo, stando a quanto si osserva nel Gruppo Locale (dove
tutte, eccetto tre spirali
′′ standard
′′ , sono galassie nane), il basso grado di
evoluzione, come suggerisce la scarsa metallicit` a ed l’alto contenuto di gas (in
particolare nelle irregolari), ne fa i sistemi pi` u simili alle strutture primordiali,
e quindi gli oggetti pi` u utili per risalire alle abbondanze degli elementi
prodotti dalla nucleosintesi avvenuta dopo il Big Bang. Le galassie nane e
di bassa brillanza si distinguono per la loro estrema variet` a di caratteristiche
morfologiche e spettrofotometriche, tali da considerare questi sistemi come
mattoni fondamentali per la costruzione delle galassie brillanti (teorie di
merging gerarchico) o, al contrario, in un contesto teorico di formazione
′′ monolitica
′′ , come classe autonoma di oggetti cosmici nel rango di massa
intermediofragliammassiglobularielegalassiestandard[17][7]. Duedunque
sono gli scenari, tradizionalmente considerati contrapposti, che vengono
utilizzati per spiegare la formazione delle galassie: l’accrescimento gerarchico
(hierarchical clustering) e il collasso dissipativo monolitico. L’esistenza
5
6 Capitolo 2. Argomenti fisici sull’importanza delle galassie nane
di gradienti di metallicit` a radiale nelle galassie normali fornisce un primo
importante indizio per discriminare tra questi due scenari. Nei modelli di
formazionegerarchica` estatosuppostochelegalassiechevediamooggisisiano
formateattraversounasequenzadi
′′ fusione
′′ dioggettipi` upiccoli[50]. Infatti
il basso livello di evoluzione osservato nelle galassie nane ha suggerito che tali
sistemipossanoavercostituitoiblocchifondamentalidacuisisarebberocreate,
tramite diversi episodi di merging, le strutture pi` u estese come le galassie
ellittiche e spirali che oggi vediamo. Nello scenario cosmologico gerarchico, i
primi sistemi autogravitanti di piccole dimensioni ad essersi formati avevano
masse confrontabili con quelle delle odierne galassie nane e quindi la prima
formazione stellare nell’Universo sarebbe avvenuta in strutture simili a queste
[29]. Il modello di clustering gerarchico appare come la naturale conseguenza
della teoria dell’Universo ΛCDM (cio` e con materia oscura fredda e costante
cosmologica). Talescenario hailvantaggiodiessere statoconcepitoall’interno
di una teoria cosmologica in grado di predire la struttura a larga scala
dell’Universo. Una importante previsione fatta dal modello ` e che la relazione
tra metallicit` a e dispersione di velocit` a dovrebbe essere cancellata durante
tutto il processo di aggregazione: difatti le galassie di grande massa mostrano
abbondanze chimiche elevate mentre i sistemi nani sono carenti di metalli.
Bisognerebbe supporrediapprossimareunagalassiaadunanubedigasperch´ e
` equest’ultimo l’elemento fondamentale cheregolalaformazionestellare. Negli
scenari di collasso monolitico [17] una galassia si forma per mezzo di un
rapido collasso gravitazionale, con una considerevole dissipazione di energia,
da una nube di gas primordiale. Nel corso di questo processo il gas inizia a
collassareementresiraffredda,irradia. Inunintervalloditemporelativamente
breve (pochi Gyr), quando viene raggiunto un valore critico della densit` a
del gas avviene la formazione stellare. Le primissime stelle che si formano
influenzerannoleregionicircostantiarricchendoilmezzointerstellaredimetalli
che a loro volta regoleranno il tasso di raffreddamento del gas, aumentando la
velocit` a con cui collassa. L’aspetto positivo di questo modello di formazione
delle galassie consiste nel fattoche riesce a spiegare molte osservazioni relative
alla popolazione stellare. In particolare ` e possibile spiegare l’aumento della
metallicit` a all’aumentare della massa. Dalle osservazioni realizzate negli
2.1. Le galassie nane 7
ultimi anni nell’Universo Locale ` e stato appurato che esiste una correlazione
positiva tra metallicit` a e massa e quindi tra metallicit` a e luminosit` a [44].
Il meccanismo alla base di tale comportamento rappresenta ancora un
problema non totalmente risolto. Una spiegazione potrebbe essere legata ai
campi gravitazionali relativamente deboli in questi sistemi, tali da facilitare
l’espulsione dimetallitramite venti prodottidasupernovae [34]. Lapossibilit` a
di rimuovere gas attraverso il fenomeno dei venti galattici, osservati in alcune
nane(comeNGC1569,IZw18),hasuggeritol’ideadiunaconnessioneevolutiva
tralenaneirregolariequelleellittiche attraversolafasediBluCompactDwarf
Galaxies (BCDG) [15]. Secondo questa ipotesi un forte burst (episodio di
intensa formazione stellare di breve durata) sarebbe in grado di alimentare,
tramite venti stellari ed esplosioni di supernovae associate a stelle giovani, un
ventogalatticosufficientemente potentedaspazzareviatuttoilgaspresente in
una irregolare, trasformandola cos` ı in una nana sferoidale o ellittica. Durante
e immediatamente dopo uno starburst concentrato, si prevede che l’energia
cinetica che scaturisce dalle esplosioni delle supernovae e dai venti stellari
gonfi una superbubble che si espande successivamente nel circostante mezzo
interstellare; se lo starburst ` e sufficientemente duraturo ed energetico la
′′ superbolla
′′ pu` o provocare l’eiezione del gas dalla galassia. Un evento di
questo tipo pu` o avere effetti devastanti sulla galassia che lo ospita a causa
della bassa velocit` a di fuga che caratterizza questi sistemi: in seguito all’
outflow pu` o venire rimossa una sostanziale quantit` a di materia interstellare e
la bassa metallicit` a che caratterizza questi oggetti potrebbe dipendere dalla
loro incapacit` a di trattenere i nuovi metalli sintetizzati. In questo modo
assisteremo alla trasformazione di una nana irregolare in una sferoidale povera
di gas. Anche se in alcune irregolari e BCDG, mappe X hanno effettivamente
mostrato l’esistenza di supebubble e filamenti, indici della presenza di questi
venti galattici, lo scenario appena descritto non ` e per` o in grado di spiegare
le differenze dinamiche che si osservano fra le due classi di oggetti, n´ e tanto
meno di motivare i differenti ambienti in cui vengono trovate rispettivamente
le nane ellittiche e irregolari. In alternativa a questo scenario ` e stato proposto
che le differenze che si osservano tra di esse risiedano nella storia iniziale della
loro formazione stellare (SF) e che, anche se non si pu` o esludere l’esistenza
8 Capitolo 2. Argomenti fisici sull’importanza delle galassie nane
di un antenato comune, i loro sentieri evolutivi si devono essere divisi molto
rapidamente [30]. Conoscere la storia di formazione stellare delle galassie
nane ` e dunque di primaria importanza se si vuole comprendere la natura e
l’evoluzione delle galassie. Tentare un approccio con le questioni cosmologiche
richiedelaconoscenzadellepropriet` astatistichedellegalassienaneingenerale.
Nei modelli dove la formazione stellare nelle galassie ` e governata da processi
interni (feedback di supernovae o stelle OB), le popolazioni stellari di queste
galassiesarebberounicamente determinatedailoroparametristrutturalienon
dal loro ambiente. Tuttavia sono numerose le osservazioni che suggeriscono il
contrario, ossia che l’ambiente governi sia il numero che la morfologia delle
galassie nane. Alcuni esempi sono:
• evidenza di episodi multipli di formazione stellare nelle nane ellittiche
locali;
• sistematiche variazioni nel rapporto nane/giganti dagli ammassi ricchi ai
gruppi loose;
• differenze significative nella distribuzione spaziale delle nane ellittiche
nucleate e non nucleate negli ammassi della Vergine e di Fornax (le nane
ellittichenucleatesembranomaggiormenteaddensatenellezonecentrali).
In definitiva, le galassie nane sono oggetti che attualmente si trovano al centro
di una miriade di ricerche in tutte le bande e in tutti i campi. Esse ci
aiutano e ci aiuteranno a comprendere, e forse a risolvere, alcuni dei pi` u
importanti interrogativi dell’astrofisica moderna: il problema della formazione
delle strutture, delle dinamiche scatenanti la formazione stellare, solo per
citarne alcuni. In questo contesto si situa il lavoro qui presentato.
2.2 Classificazione e struttura delle galassie nane
La scoperta e la definizione delle galassie nane ` e piuttosto recente in quanto
solamente in seguito alle aumentate capacit` a di osservazione e rilevamento
di oggetti deboli, ` e stato possibile osservarne le propriet` a caratteristiche.
Esse si sono guadagnate un posto di sempre maggiore rilievo nell’astronomia
extragalattica e nella ricerca astronomica degli ultimi anni in generale.
2.2. Classificazione e struttura delle galassie nane 9
Hanno infatti avuto un ruolo assai importante nella nostra comprensione
della formazione ed evoluzione delle galassie come gi` a discusso nel paragrafo
precedente. Le galassie nane, in base alle loro caratteristiche nell’ottico,
possono essere facilmente distinte dai sistemi giganti: tradizionalmente
vengono raccolti nella categoria delle Dwarf Galaxies (DGs) gli oggetti
pi` u piccoli e meno luminosi. Anche se non esiste ancora una convenzione
universalmente accettata,lamaggiorpartedeiricercatoriconcordaneldefinire
una galassia come nana se la sua magnitudine blu supera M
B
= -16÷-18 mag
[30] con costante di Hubble H
0
∼100 km/sec Mpc. In realt` a, esistono oggetti
relativamente estesieluminosichehannolastessastrutturadelleDG;dunque,
piuttosto che una netta divisione basata sulla luminosit` a, potrebbe essere pi` u
ragionevole affermare che al di sotto diM
B
= -16÷-18 mag` e assai raro trovare
sistemi che mostrino gli attributi propri delle galassie giganti. Le principali
caratteristiche osservative delle galassie nane sono:
• Assenza di dense strutture sferoidali, quali bulge e nuclei starcluster,
nelle regioni centrali dei dischi stellari - fanno per` o eccezione le nane
ellittiche nucleate e le Blue Compact Dwarf Galaxies (le Nane Blu
Compatte), in cui si suppone che sia in atto o si sia appena esaurito uno
sturburst;
• Grado di concentrazione della luce stellare solitamente basso (le BCDG
anche in questo caso non seguono l’andamento generale) - l’aspetto
irregolare delle nane irregolari deriva in massima parte dalla caotica
distribuzione delle zone di formazione stellare, che generano isole
luminose;
• Curve di rotazione che crescono molto lentamente: la maggior parte
del disco ottico delle galassia ruota quasi come un corpo rigido e solo
nella parte pi` u esterna del disco HI si osservano, eventualmente, curve di
rotazione piatte;
• Dischi spesso asimmetrici: si possono notare infatti strutture come barre
non centrali e frammenti di bracci a spirale;
• Abbondanze chimiche basse sia nelle stelle sia nel mezzo interstellare
10 Capitolo 2. Argomenti fisici sull’importanza delle galassie nane
(ISM) e distribuite in maniera pressoch´ e uniforme su tutta la massa del
sistema.
Per poter dare una definizione oggettiva che possa determinare la classe di
appartenenza per questi oggetti ` e necessario analizzare bene in dettaglio le
caratteristiche delle singole galassie. Sembra chiaro che non si tratta di
un solo tipo di galassie, ma di un vero e proprio insieme di oggetti con
propriet` a fondamentali simili e tuttavia differenti. Dare una definizione di
tipo morfologico delle galassie nane ` e piuttosto complicato, dal momento che
esistono almeno due classi strutturali principali [40]:
• di primo tipo o ricche di gas. Ne fanno parte le nane irregolari (dIrr)
e le galassie Nane Blu Compatte (BCDG), che appaiono in una fase
di intensa formazione stellare di tipo burst. Non c’´ e una distinzione
netta tra la sottoclasse delle dIrr e quella delle BCD, piuttosto le due
si sovrappongono parzialmente: numerose BCD mostrano caratteristiche
tipiche delle irregolari, d’altro canto le dIrr spesso contengono brillanti
regioni HII, garanzia della presenza di stelle giovani OB;
• di secondo tipo o povere di gas. Appartengono a questa sottoclasse le
nane ellittiche (dE) e le nane sferoidali (dSph).
Entrambi i tipi coprono intervalli di massa e luminosit` a simili: bassa densit` a
stellare (M∼ 10
7
÷ 10
8
M⊙ ) e bassa luminosit` a centrale (L∼-13÷-16 mag) e
fondamentalmente ladifferenzarisiede nelcontenutodigasenellapopolazione
stellare. Generalmente le dIrr hanno struttura piuttosto semplice; solitamente
il disco stellare ` e poco organizzato e privo di bulge centrale e i loro diametri
sono dell’ordine di 1÷10 Kpc. L’aspetto irregolare di questi oggetti ` e dovuto
sia alla distribuzione caotica delle stelle e del mezzo interstellare, che pu` o
provocare assorbimento ed emissioni sulla restante luce stellare, sia a regioni
in cui si sono formate recentemente stelle massicce, la cui luce domina sulla
pi` u uniforme distribuzione delle popolazioni antiche. Le dIrr sono sistemi
ricchi di gas e la popolazione stellare ` e giovane (et` a≤ 1 Gyr), inoltre la
distribuzione della luminosit` a ` e discontinua e la brillanza di questi oggetti
non ` e molto elevata anche se nei sistemi sturburst (BCDG) pu` o raggiungere
valori notevoli. Al contrario le dSph e dE sono sistemi poveri di gas e le loro
2.2. Classificazione e struttura delle galassie nane 11
popolazioni stellari sono piuttosto antiche (et` a≥10 Gyr) o di et` a intermedia
(et` a= 1÷10 Gyr) e per questo motivo a volte vengono definite
′′ deaddwarfs
′′ .
La distribuzione della luminosit` a ` e costante e moderata mentre la brillanza
superficiale ` e bassa Pare che i nuclei delle dE siano ammassi supermassivi
dinamicamente separati dal resto della galassia e, comunque, essi si stagliano
abbastanza nettamente nel resto della galassia. Molti includono le dSph
nelle dE e ci` o determina spesso confusione. Anche se le dSph sono galassie
apparentemente elllisoidali, risultano per` o prive di un nucleo
′′ brillante
′′ e
hanno diametri che non sono simili a quelle delle galassie dIrr ma compresi tra
0.1 e 0.5 Kpc. La caratteristica pi` u significativa delle galassie intrinsecamente
deboli ` e proprio la loro bassa brillanza superficiale. Quelle che spesso vengono
chiamate
′′ galassie nane
′′ sono sistemi stellari che condividono una relazione
pi` u o meno ben definita tra magnitudine assoluta M e brillanza superficiale
(centrale o media) μ. Un diagramma esplicativo ` e mostrato nella figura 2.1.
Figura2.1: Ilpianoμ/Mperisistemistellarieperisottosistemi(daBinggeli1994)).
2.2.1 Caratteristiche luminose
Dal punto di vista fotometrico, normalmente le isofote delle dE sono ben
riprodotte da ellissi. L’analisi della struttura bidimensionale delle isofote d` a
informazioni sulla forma intrinseca delle galassie [14]. I loro profili di brillanza