STAR FORMATION RATE E MORFOLOGIA DELLE GALASSIE

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STAR FORMATION RATEE MORFOLOGIA DELLE GALASSIE
formazione stellare tecniche osservative correlaz
ioni morfologiche
Simone Callegari, Esame di Astronomia
Extragalattica, 21 Aprile 2005
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FORMAZIONE STELLARE
Collasso di una nube autogravitante Se la
dimensione di una nube è superiore a quella
percorsa da unonda di pressione e densità nel
tempo di free fall, essa non sarà in grado di
rispondere dinamicamente alle perturbazioni e
rimanere in equilibrio.
r
M, r, n, P, T
3
Gli urti fra atomi o molecole possono tradursi in
eccitazioni dei livelli elettronici. Se
lelettrone eccitato perde energia emettendo
fotoni, e questi non vengono riassorbiti dal gas,
si ha una perdita netta di energia e quindi
raffreddamento della nube. Questo meccanismo è
fondamentale, in quanto per avere formazione di
stelle è necessario rompere lequilibrio viriale
tramite cooling del gas Infatti
HI g H2 g stelle
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Allaumentare della densità, la nube può reagire
in due modi- se MJeans aumenta, si ritorna in
condizioni stabili - se MJeans diminuisce, si ha
instabilità, collasso e frammentazione Supponendo
per il gas un comportamento politropico, si
ha QuindiAbbiamo dunque stabilità se
g gt 4/3 , e instabilità altrimenti. Ricordando
che g 5/3 è la legge per una trasformazione
adiabatica e g 1 quella per una isoterma,
vediamo che, come anticipato, linstabilità si
può avere solo se il gas irraggia lenergia
termica che ne impedirebbe il collasso. La
frammentazione si arresterà eventualmente alla
scala a cui la nube non può più raffreddarsi
perché opaca ai propri fotoni.
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IMF e tempo di main sequence Non è ancora certo
con quale distribuzione di massa nascano le
stelle, né quali ne siano i limiti. Le funzioni
di massa iniziale (IMF) più comunemente usate
sono la Salpeter oppure la Scalo, con pendenza
diversa nei vari range di massa, e meno ricca in
stelle molto massive. Da modelli di equilibrio
stellare si ha inoltre che stelle più massive
hanno una maggior temperatura superficiale e un
minor tempo di vita sulla sequenza
principale Ad esempio, una stella come il Sole
ha tMS dellordine di 7 Gyr, mentre una stella di
15 masse solari ha tMS di 10 Myr.
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Poiché inoltre le stelle emettono pressoché come
corpi neri perfetti, le più massive, benché meno
numerose, domineranno la luminosità delle zone in
cui si sono formate per un tempo comparabile con
la loro vita di main sequence. In particolare,
per stelle di masse inferiori a quelle del
Sole mentre per stelle molto massive Quindi,
se la funzione di massa ha forma universale, sarà
possibile trovare stelle massive in regioni in
cui il processo di formazione stellare (SF) si è
arrestato da non più di qualche milione danni.
Viceversa, la fisica delle zone di alta SF sarà
dominata da esse vi sarà un intenso campo di
radiazione UV, un elevato flusso ionizzante,
shock dovuti alle esplosioni di supernova con
conseguente arricchimento del mezzo
interstellare. Partendo da queste considerazioni
sono stati individuate le tecniche osservative
più efficaci per individuare queste zone e
studiarne le caratteristiche.
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Fotoionizzazione Mentre è necessario il
raffreddamento del gas perché questo possa
formare stelle, una volta innescato il processo
di SF il mezzo interstellare viene riscaldato e
ionizzato. Allequilibrio si avrà e se si
indica con x la frazione di gas ionizzato, si
ottiene In questo modo, stabilendo il grado di
ionizzazione e la densità di una nube, è
possibile ricavare la luminosità e temperatura
delle stelle nellambiente, e quindi anche
stimare il massimo tempo che può essere trascorso
dalla loro formazione.
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Poiché il gas ionizzato ha una certa probabilità
di ricombinazione, si può anche determinare la
dimensione massima della regione che è possibile
ionizzare dato un certo flusso. Per trovare tale
raggio (detto raggio di Stroemgen) basta
uguagliare il rate di ricombinazione con quello
di emissione e assorbimento dei fotoni
ionizzanti. Se Ln è la distribuzione di
luminosità alla superficie della stella, si ha
Per densità e dimensioni arbitrarie della
nube, si distinguono - caso A la nube è
otticamente sottile ai fotoni da ricombinazione -
caso B la nube è otticamente spessa, gli
elettroni riassorbono i fotoni e riemettono su
tutta una serie di frequenze sino a tornare allo
stato fondamentale dal 2P o 2S. In particolare la
transizione da 3S a 2S dà origine allHa, una
delle più importanti righe di emissione in zone
di SF.
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Un altro risultato importante è la
proporzionalità fra il flusso emesso in una certa
riga e il flusso ionizzante proveniente dalle
stelle massive. Infatti la luminosità emessa, ad
esempio, in Ha, sarà e, confrontandola con le
precedenti, si ottiene Si ha inoltre
lequazione di Saha dal rapporto fra le
probabilità di occupazione dei livelli
elettronici secondo Boltzmann, dopo aver
integrato nello spazio dei momenti, che dà
informazioni su T
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Star formation indotta
Se una nube è immersa in un ambiente ad elevato
tasso di formazione stellare, in essa si può
innescare formazione di altre stelle indotta
dallambiente stesso. Partendo da una condizione
di equilibrio Poiché
mentre , otteniamo
dM
dP
r
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La pressione nel mezzo interstellare può
aumentare a causa di vari processi
fotoionizzazione, esplosione di supernove, vento
stellare.
Si ottiene un risultato del tutto analogo a
quello di Jeans. Se la dimensione della nube è
superiore a una certa lunghezza caratteristica, a
una contrazione corrisponde un aumento di
pressione interna che bilancia la pressione
dellambiente. Se R è inferiore al raggio
critico (il punto di massimo della curva), la
nube non è in grado di contrastare le
sollecitazioni dovute alle esplosioni di
supernova e inizia il collasso indotto.
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TECNICHE OSSERVATIVE
Traccianti dello SFR - Colori integrati -
Continuo UV - Continuo FIR - Righe spettrali da
ionizzazione e ricombinazione da transizioni
proibite Traccianti del gas - 21cm (idrogeno
neutro) - CO (idrogeno molecolare)
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Colori integrati
Tramite modelli di sintesi ed evoluzione stellare
si genera lo spettro per una popolazione coeva di
stelle. Popolazioni di età diverse possono essere
combinate linearmente e pesate sulla IMF in modo
da ottenere spettri per una galassia con
formazione stellare arbitraria. Il continuo
visibile è dominato da stelle di tipo intermedio.
Stelle giovani contribuiscono solo a parte del
flusso in blu. Non si ha quindi una relazione
lineare fra SFR e (U - V). Questa tecnica
consente di comparare lo SFR medio in campioni di
galassie quando non è richiesta grande
precisione. E soggetta a forti errori dovuti
a - arrossamento da polveri - gradienti di
abbondanza metallica - variazioni nella IMF
allinterno della galassia
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Allaumentare di (U-V), il rapporto SFR/L
cresce maggiormente in bande più blu
Per colori rossi, anche la parte blu dello
spettro è dominata da stelle vecchie, e
(U-V) è poco correlato a SFR
Da Kennicutt 1998
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Continuo UV
Un comportamento più lineare in funzione dello
SFR può essere recuperato nellultravioletto,
dove il contributo di stelle di meno di 5 masse
solari è trascurabile. Il range considerato è fra
125 e 250 nm, per evitare gli effetti del Lyman
break. Kennicutt (1998) dà una conversione
pressoché costante
ottenuta per una IMF alla Salpeter tramite
modelli di sintesi. Rispetto alle tecniche che
impiegano i colori convenzionali, aumentano le
incertezze dovute allestinzione (maggiore ad
alte frequenze) e alla forma della IMF.
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Continuo FIR Regioni di intensa formazione
stellare sono anche sedi di frequenti e violente
esplosioni di supernove, con conseguente elevata
concentrazione di polveri interstellari. Una
frazione consistente della luminosità bolometrica
della regione viene quindi assorbita dalle
polveri e riemessa nellinfrarosso, nel range 10
- 300 mm Si possono osservare due componenti in
questa banda una più calda (attorno i 60 mm)
associata proprio alle polveri in zone ad alto
SFR, e una più fredda (più di 100 mm) dovuta al
campo di radiazione interstellare. I fattori
determinanti per la conversione LFIR / SFR
sono - lo spessore ottico della polvere - il
contributo termico dovuto al campo di radiazione
di stelle vecchie
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Si ha elevato spessore ottico e riscaldamento
trascurabile da stelle vecchie, ad esempio, negli
starburst nucleari delle IR-luminous galaxies. In
questo limite vale la relazione (derivata da
modelli di sintesi assumendo che la luminosità
FIR dia una misura bolometrica della luminosità
di starburst)
Nei bracci delle galassie a spirale lo spessore
ottico è molto variabile da regione a regione,
rendendo impossibile ricorrere a ipotesi così
semplici. Nelle spirali early si possono
osservare elevate luminosità FIR e basse
luminosità UV e Ha. E molto importante separare
il contributo del bulge e quello del disco,
proprio perché le diverse condizioni fisiche
conducono a differenti fattori di conversione fra
FIR e SFR.
NGC 6946 in banda K (2,2mm) e in ottico
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Righe spettrali Una caratteristiche molto
sensibile al tipo di Hubble di una galassia è la
presenza e limportanza dellle righe di emissione
nel suo spettro. Da Kennicutt 1998
OII
Ha
OIII
SII
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Righe di ricombinazione Il flusso ionizzante che
determina limportanza delle righe di
ricombinazione è dato sostanzialmente da stelle
di e con vite inferiori ai 20 Myr.
Per determinare lo SFR si utilizza in genere la
larghezza equivalente della riga Ha (656.3 nm),
ottenuta sottraendo al flusso della riga il
flusso del continuo circostante. In questo modo
si ottiene informazione sullo SFR istantaneo
della galassia, senza
contributi dalla precedente storia di formazione
stellare. Per righe di ricombinazione nel caso B
si ha la calibrazione
NGC 6946 in ottico e in Ha.
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Questo metodo ha il vantaggio di essere
fortemente sensibile allo SFR e di sfruttare
direttamente laccoppiamento fra il flusso
ionizzante delle stelle più massive e la fisica
del loro ambiente. Le principali fonti di
incertezza nellutilizzo del flusso Ha sono -
sensibilità a estinzione e IMF - possibilità di
fuga della radiazione ionizzante Per evitare il
problema dellestinzione si ricorre alla misura
di righe di ricombinazione nellinfrarosso, che
sono poco affette da assorbimento. Esse però
hanno flussi assai inferiori a quello dellHa.
Le stime sulla frazione di radiazione che sfugge
alle zone di star formation vanno dal 3 sino a
oltre il 90. La forte dipendenza dalla geometria
della singola regione può essere aggirata, e la
percentuale della radiazione persa
ridimensionata, se si considera che ciò che
interessa ai fini delle osservazioni è la
frazione di radiazione che sfugge allintera
galassia.
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Transizioni proibite Per osservazioni ad alto
redshift è necessario servirsi di traccianti
della formazione stellare a piccole lunghezze
donda. La più intensa riga nel blu è quella
dellOII, un doppietto di transizione proibita,
in particolare Le righe proibite non sono
direttamente accoppiate con la luminosità
ionizzante, ma possono essere calibrate su
campioni di cui si conosce, ad esempio, anche la
larghezza equivalente Ha Il fattore di
conversione può variare in funzione
dellabbondanza degli elementi nel gas,
dellassorbimento (che affligge lOII più
dellHa), e dello stato di ionizzazione del gas.
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Traccianti del gas Idrogeno molecolare e CO Il
passaggio alla fase molecolare (
) è parte del processo
di cooling che porta dalle nubi di HI alla
formazione delle stelle. A causa della simmetria
della molecola, però, lidrogeno molecolare non
può emettere come dipolo. La seconda molecola
più abbondante nellISM è il CO, che è anche il
principale responsabile del cooling per
temperature attorno ai 10 K . Si ha in genere
e poiché questa molecola ha un momento di
dipolo permanente, può fare cooling con
transizione fra gli autostati rotazionali, fino
alla transizione più bassa, J1 0 , con
energia di 5,5 K (115 Ghz) .
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Idrogeno neutro Lidrogeno atomico (neutro) è
rilevabile in radio a 21cm, corrispondenti alla
transizione di spin-flip dellelettrone in
interazione con il protone. Se A21 è il
coefficiente di emissione spontanea per la
transizione ( 2,87 10-15 s-1 ), e considerando
che lo stato a spin paralleli ha peso statistico
3 (tripletto), mentre lo stato di arrivo 1
(singoletto), si può ricavare la massa in HI
T (K) n (cm-3) stato
H2, CO 20 - 50 103 - 105 molecolare
HI 100 1 - 102 atomico
HII 10000 1 ionizzato
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CORRELAZIONI MORFOLOGICHE
Seguendo la classificazione estesa di Hubble
(Ellittiche, Spirali, Spirali barrate,
Irregolari), si nota come non solo la morfologia
qualitativa, ma anche i parametri strutturali e
fisici delle galassie varino con continuità da un
tipo allaltro.
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Galassie early-type sono in media più rosse di
quelle late-type. In particolare, nel passaggio
da ellittiche a spirali si nota un decremento
degli indici di colore (indici di colore più
bassi denotano spettri più blu), mentre fra le
galassie più late lt(B - V)gt resta pressoché
costante. Questo è sintomo del basso SFR
che caratterizza le ellittiche rispetto alle
spirali, ed è in accordo con la scarsa emissione
Ha e la bassa concentrazione di gas osservata
nelle prime. Le teniche descritte concordano,
nelle varie survey, a dare SFR virtualmente nulli
in ellittiche e S0, sino a
in spirali con forti starburst.
26
M87
M74
27
Allinterno delle galassie a spirale si
individuano due diverse regioni in cui è
possibile trovare un elevato SFR, in associazione
a condizioni diverse - formazione stellare nel
disco la produzione di stelle si innesca
allinterno dei bracci a spirale, oppure la
formazione dei bracci avviene per gli stessi
meccanismi di instabilità dinamica che
favoriscono la star formation
M51 in alto immagine ottica, a destra in banda
Ha (rosso) e Hb (verde).
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- starburst circumnucleare associato a
unelevata luminosità IR del bulge e forse alla
presenza di barre e instabilità da interazioni
mareali
NGC7771 in alto, immagine nel visibile (HST) a
destra, in banda K (Reunanen et al. 2000).
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SFR nel disco Da Kennicutt 1998
30
Poiché lo spettro continuo dà una misura della
massa in stelle prodotta dalla galassia nel
passato, la larghezza equivalente Ha può essere
messa in relazione con il birth-rate
parameter Si nota che in generale b può
assumere valori più elevati in tipi più late, ma
è evidente anche un aumento nella dispersione. Le
cause possono essere variazione nel contenuto di
gas e interazioni mareali. Nelle spirali early vi
può anche essere contaminazione dello spettro da
parte del bulge, con diminuzione del netto Ha
misurato. Nelle late, invece, la buca di
potenziale meno ripida rallenta laccumulo del
gas e la SF, producendo così stelle a ritmo più
lento e costante. Se si media lo SFR sulla
densità colonnare, la dispersione aumenta, mentre
il trend generale si fa più debole. Ciò è in
parte dovuto alla maggiore estensione e minor
brillanza superficiale dei dischi nelle galassie
più late. Le galassie barrate non presentano
differenze significative nello SFR del disco
rispetto alle spirali.
31
Legge di Schmidt Schmidt (1959) propose una
legge di potenza che correla lo SFR con la
densità di gas presente
Se la formazione stellare avviene alla fine del
processo a catena che porta dallidrogeno atomico
a quello molecolare e infine al collasso, ci si
aspetta che questa legge leghi lo SFR alla
densità colonnare di H2 . La correlazione
(Kennicutt 1998a) è però quasi assente per
spirali poco brillanti in B (in bianco), anche se
migliora per quelle più luminose (in nero).
Questo è in parte dovuto a variazioni nella
metallicità e nella conversione CO/H2 .
32
Si rileva anche una correlazione stretta fra
densità colonnare di HI allinterno del raggio
ottico della galassia e SFR. Ciò può essere
dovuto essenzialmente al fatto che lo schema
a blocchi per la star Da Kennicutt
1998
formation trascura fenomeni che correlano
direttamente lo SFR anche alla densità di
idrogeno atomico, oltre che a quella di H2
. Viceversa, la densità di HI dipende in qualche
misura dallo SFR, a causa della fotodissociazione
delle molecole di H2 da parte delle stelle più
giovani e massive. Ne segue che è possibile
individuare una correlazione più stretta sotto
forma di legge di Schmidt fra la densità
colonnare totale di gas (HI H2) e lo SFR.
33
Nel grafico le galassie sono suddivise per
morfologia Sa-Sab sono triangoli, Sb-Sbc cerchi
vuoti, Sc-Sd cerchi pieni, la croce è una Irr. Le
linee tratteggiate sono rette a efficienza
costante di conversione di
gas in stelle, espresso in frazioni della massa
di gas per 108 yr. Gran parte della dispersione
nella relazione è dovuta al fatto che entrambe le
quantità sono mediate sullintero disco, e alla
variazione nel contenuto in gas anche fra
galassie dello stesso tipo. I fit (calcolati con
tecniche diverse) danno esponenti di 1,4 e 2,4 .
In letteratura il primo valore è generalmente
accettato come standard.
Da Kennicutt 1998
34
Motivazioni fisiche Una legge di Schmidt con
esponente di 1,5 o leggi simili possono essere
giustificate sulla base di semplici
considerazioni fisiche. Se da un lato questo può
essere una conferma della validità della
correlazione osservata, dallaltro ciò implica
che la legge da sola non ci fornisce ulteriori
informazioni sui processi specifici che
intervengono nella produzione di stelle. 1)
Ipotizzando che lo SFR sia direttamente
proporzionale alla densità di gas disponibile, e
inversamente proporzionale al tempo necessario
per il collasso, si ottiene immediatamente
35
2) Considerando la correlazione fra presenza di
bracci a spirale e SFR, si può ipotizzare che la
formazione stellare sia favorita, durante il moto
di rivoluzione del gas a frequenza W(R), dalla
compressione periodica dovuta al passaggio di una
perturbazione (spiral pattern) con Wspiralltlt W(R)
. Se allora otteniamo e anche, per zone in cui
la curva di rotazione si appiattisce, 3) E
stata proposta (Boissier et al. 2003) una legge
che combini la Schmidt con la precedente, per
ottenere
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Soglia di densità critica argomento di Toomre
Ci sono evidenze (Kennicutt 1989, Martin
Kennicutt 2001, Boissier et al. 2003) del fatto
che la formazione stellare può accendersi solo al
di sopra di una densità di soglia del disco
gassoso. Se una certa zona circolare del disco,
di massa subisce una contrazione dellordine di
e, si ha un aumento di pressione e quindi una
forza per unità di massa diretta verso lesterno
di Questo aumento di pressione andrà
confrontato con laumento di forza di
autogravitazione, diretta verso linterno della
sovradensità.
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La forza gravitazionale sarà data da Si ha
quindi stabilità se Se consideriamo anche la
rotazione propria della sovradensità, abbiamo
unulteriore contributo alla stabilità dato
dallincremento di forza centrifuga per unità di
massa con lulteriore condizione di stabilità
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Combinando i due risultati, si ottiene una stima
della condizione affinché si abbia stabilità a
tutte le scale La quantità a sinistra viene
generalmente indicata con Q (detto parametro di
Toomre). Un risultato analogo vale anche per
dischi stellari e non gassosi. Si può scrivere
unespressione più utile osservativamente in
termini della densità colonnare di soglia
utilizzando la frequenza epiciclica con la
quale si ha, per curve di rotazione piatte
(Kennicutt 1989)
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Correlazione tra SFR e struttura a spirale 1)
Bracci e SF nascono dalla stessa instabilità Una
teoria dinamica che correla la presenza di bracci
e un elevato SFR parte dallinstabilità di
Toomre. Se una zona del disco collassa e innesca
formazione stellare, la perturbazione può
estendersi a raggi più piccoli e più grandi,
acquistando la forma a spirale a causa della
rotazione differenziale.
M33 immagine ottica e, a destra, Ha in rosso
40
Galassie con bracci ben delineati dovrebbero
avere SFR più elevati globalmente, oltre che
localmente.
In questottica, i filamenti di gas che
costituiscono lo scheletro dei bracci a spirale
si formano dal propagarsi della perturbazione
dovuta alle grandi regioni ad alto SFR situate a
metà della loro lunghezza.
NGC300
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2) La SF si concentra nei bracci a
spirale Unaltra forte evidenza osservativa è la
scarsa correlazione fra la definizione e
importanza dei bracci e lo SFR mediato sul
disco. Se la formazione stellare è correlata alla
densità del gas, è possibile che lelevato SFR
locale riscontrato lungo i bracci sia legato solo
allaccumulo di gas costituente le onde di
instabilità, senza che ciò si traduca in un
aumento globale della produzione di stelle.
Da Elmegreen Elmegreen 1986
42
A sinistra M51 in ottico e in Ha. Lo SFR segue
londa di densità dei bracci a spirale.
A destra NGC4414, in ottico e in Ha. La
distribuzione del gas è più uniforme e lo SFR
distribuito nellintero disco.
43
Star formation circumnucleare La seconda regione
dove è possibile trovare elevato SFR è nel nucleo
delle spirali. Lo starburst in questa regione di
elevata densità è per lo più oscurato, ed è
rivelabile in FIR dove emettono le polveri
riscaldate dalle stelle massive e dalle supernove.
In figura (da Kennicutt 1998), oltre a dati di
galassie luminose in IR, è mostrata una linea
continua indicante un rapporto M / L tipico della
Milky Way, mentre la linea tratteggiata dà la
luminosità limite per una galassia che converte
il 100 della propria massa gassosa in stelle in
un tempo dinamico. E evidente il carattere
estremo dei parametri fisici di uno starburst
nucleare.
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Al variare della morfologia, la luminosità
totale IR mostra variazioni
inferiori a quanto ci si aspetterebbe, invece, se
essa seguisse landamento del flusso nel blu.
Parte di questa differenza può essere spiegata in
termini di riscaldamento delle polveri causato
dal campo di radiazione delle stelle vecchie, ma
nelle zone centrali (che nelle galassie early
ospitano una più elevata frazione di gas
molecolare) il flusso IR può anche essere
prodotto da starburst fortemente oscurati, in cui
non è possibile trovare segni di Ha .
Da Devereux Hameed 1997
45
Le caratteristiche fisiche degli starburst
nucleari differiscono da quelle delle regioni di
star formation del disco. Lelevata
densità e le piccole dimensioni si traducono in
un abbreviamento dei tempi scala e in un aumento
delle densità colonnari, in accordo con la legge
di Schmidt.
Disco Nucleo
Raggio (kpc) 1 - 30 0.2 - 2
SFR ( ) 0 - 20 0 - 1000
Luminosità bol. ( ) 106 - 1011 106 - 1013
Tempo scala (Gyr) 1 - 50 0.1 - 1
Densità del gas ( ) 1 - 100 102 - 105
Spessore ottico 0 - 2 0 - 1000
SSFR ( ) 0 - 0.01 1 - 1000
46
E possibile unire i dati relativi a entrambe le
regioni sia per una legge del tipo
, sia per una forma
, i punti giacciono attorno alla stessa
retta (nel primo caso, con n1.4). In realtà è
necessario considerare anche i due diversi metodi
impiegati per la determinazione dello SFR nei due
campioni un errore nella conversione da CO o
dallemissione FIR potrebbe modificare loffset
relativo dei punti portando a un incremento o
decremento dellesponente nella legge di
Schmidt. Da Kennicutt 1998
47
La legge
può anche essere scritta come dove si
identifica il tempo dinamico con il periodo di
rotazione al raggio mediano della formazione
stellare. Una legge di questo tipo implica che la
regione trasforma una frazione fissata del
proprio gas in stelle ad ogni rivoluzione. E da
notare che, poiché la pendenza della legge di
Schmidt è superiore a 1, che è il coefficiente
angolare delle rette a efficienza costante,
maggiori sono le densità alle quali si verifica
la formazione stellare, maggiore è lefficienza
di conversione del gas in stelle. Se si
considera il secondo tipo di legge, la stessa
conclusione deriva dai tempi dinamici più brevi
che caratterizzano le regioni nucleari e ad
elevata densità. Questa non linearità si traduce
anche nel carattere di starburst tipico delle
zone nucleari, in contrasto con lo SFR costante o
in aumento (b gt 1) dei dischi delle galassie più
late, meno densi in gas, con potenziali meno
profondi e tempi dinamici più lunghi.
48
SF nucleare e morfologia globale Nuclei con
spettri tipici delle regioni HII sono più
frequenti fra le spirali late. Daltra parte, le
luminosità Ha dei nuclei (corrette per
lestinzione) sono più elevate nelle spirali
early. Varie cause possono concorrere a
determinare queste tendenze - ci si attende che
il flusso Ha sia superiore nelle spirali early
per definizione, avendo esse un bulge più
prominente - più grande e massivo è il bulge,
maggiore sarà il suo spessore ottico questo può
portare a effetti di oscuramento e quindi a una
sottostima del numero di spirali early con
starburst nucleare
49
Effetto delle barre Mentre le barre non sembrano
favorire lo SFR nel disco, come anche la presenza
di bracci ben tracciati, esse sembrano correlate
con lo starburst centrale. E probabile che le
barre si formino per destabilizzazione del gas,
con conseguente caduta verso il centro galattico
e innesco (o alimentazione) di un violento
processo di formazione stellare. Ho et al. (1997)
notano che lincidenza di nuclei con starburst
(e, incidentalmente, di AGN) è di poco superiore
nelle galassie barrate rispetto a quelle
semplici. Tuttavia le barre nel loro campione
sembrano favorire almeno una maggior efficienza
nella formazione stellare nucleare, come si vede
dalle più elevate EW(Ha).
Da Ho et al. 1997 (anche pag. prec.)
50
NGC1300
51
BIBLIOGRAFIA
Binney Tremaine, GALACTIC DYNAMICS,
Princeton Mihalas Binney, GALACIC ASTRONOMY,
Freeman Kennicutt, 1998, ARAA 36,
astro-ph/9807187 Kennicutt, 1998 (a), ApJ 498
541-552 Kennicutt, 1989, ApJ 344
685-703 Elmegreen 2002, astro-ph/0207114 Devereux
Hameed, 1997, Astron. Journ., 113, 2 Ho,
Filippenko, Sargent, 1997, ApJ 487 591-602
Boissier, Prantzos, Boselli, Gavazzi, 2003,
astro-ph/0309372 Elmegreen Elmegreen, 1986, ApJ
311 554-562