= pitch angle = pitch angle
Sa
• Bulge molto prominente
• Bracci molto avvolti
• Bracci poco risolti
Sc
• Bulge poco prominente
• Bracci poco avvolti
• Bracci molto risolti
Flocculent Spiral
Indica la larghezza della distribuzione di velocita’
La dispersione di velocita’ s misura il moto random
Distribuzione delle velocita’ stellari al Centro di una galassia ellittica
Ellittiche: Sostenute dal moto random,Non dal moto rotazionale ordinato
Il “twist” delle isofote è una prova della triassialità delle galassie ellittiche.Il “twist” delle isofote è una prova della triassialità delle galassie ellittiche.
222
2222
zr
zrtot
Rotazione
Anisotropie di velocita’
Le ellittiche hanno spesso anche una rotazione, in particolare nelle regioni esterne
Le ellittiche hanno spesso anche una rotazione, in particolare nelle regioni esterneSovrapposizione di
orbite molto complesse
rr
r
rGMvc
)(2
Zone esterne: vc rimane piattaZone esterne: vc rimane piatta
drrrdrvG
rdM flat22 )(4
1)(
2
21
4)(
rG
vr flat
Profilo isotermo
(a grandi distanze dal centro)
Profilo isotermo (a grandi distanze dal centro)
Zona interna: vc cresce circa linearmente (rotazione rigida, densita’ costante)
Zona interna: vc cresce circa linearmente (rotazione rigida, densita’ costante)
02
2
4
3)(
3
4
1)(
br
br
brbr
r
v
Grdrr
dr
dM
rdrr
rv
GrM
br
br
r
v
G
4
30
Per r e vc solari, 1 massa del protone per cm3 Per r e vc solari, 1 massa del protone per cm3
- Cosa causa l'appiattimento in ellittiche da E0 a E7? (moti rotaz. o anisotropia dei moti random)
- Stime dinamiche di massa delle galassie ellittiche: massa oscura in galassie ellittiche- Profilo di massa per galassie ellittiche
- Cosa orgina i bracci a spirale e le loro proprieta’
Orbite: 1) Tempo di rilassamento e campo medio2) Orbite in potenziali pre-assegnati3) Orbite in simm assiale, epicicli4) freq. di Lindblad, struttura a spirale5) Orbite in potenziali non-simm. e 3D
Equilibrio1) Teorema di Boltzmann2) Equazione di Jeans 3) Teorema di Jeans e teorema del viriale4) Equilibrio Idrostatico5) Applicazioni: - misura profili di massa in galassie ellittiche e ammassi - misura di masse con il teorema del viriale
dark matter in ammassi di galassie - profili di densita’ di sistemi non collisionali
Profili di brilanza superficiale
Leggi empiriche
sVaucouleur de )( 1]-)([67.7 41
erreeIrI
Ellittiche e Bulges centrali delle spirali
I(0) = brillanza superficiale centraler0 = lunghezza di scala
r0 varia da galassia a galassia
I0 piccola variazione21.65 +/- 0.3 mag/arcsec2 in the B band (Freeman 1970).
Schweizer )( )(0
0rreIrI
Dischi delle spirali (mediati in cerchi per eliminare la struttura a spirale)
I e’ definita come la densita’ di flusso per unita’ di angolo solido
Per distanze non cosmologiche e’ indipendente dalla distanza della sorgente:
I e’ definita come la densita’ di flusso per unita’ di angolo solido
Per distanze non cosmologiche e’ indipendente dalla distanza della sorgente:
222
2
2
1I
ma
r
L
r
L
d
r
d
LF
Profili apparenti e profili deproiettatiProfili apparenti e profili deproiettati
In generale per’ il sistema non é ‘’a priori’’ a simmetria sfericaIn generale per’ il sistema non é ‘’a priori’’ a simmetria sferica
Confronto tra la legge di King e la legge r1/4
King
De Vaucouleurs
Spettri Tipici Spettri Tipici
righe in emissione caratteristiche di regioni HIIrighe in emissione caratteristiche di regioni HII
Il gas ionizzato produce forti righe di emissione
Gli elettroni liberi si ricombinano temporaneamente ed emettono un fotone prima che l’atomo sia nuovamentre ionizzato
Se la formazione stellare si fermale stelle O scompaiono in pochi Myr
Le altre stelle non ionizzano efficientemente il gas
H scompare
Se la formazione stellare si fermale stelle O scompaiono in pochi Myr
Le altre stelle non ionizzano efficientemente il gas
H scompare
Ellittiche: B-V>1; -22<MV<-18
Spirali: B-V≈1 (Bulge B-V>1); -21<MV<-17
Irregolari: B-V< 0.8; -18<MV<-10
Ellittiche: B-V>1; -22<MV<-18
Spirali: B-V≈1 (Bulge B-V>1); -21<MV<-17
Irregolari: B-V< 0.8; -18<MV<-10
Luminosita’ della componente di stelle giovani (in verticale) ed evolute (orizzontale) per i vari tipi morfologici delle galassie.
La classificazione morfologica delle galassie
Morfologia
25 % Ellittica75 % Spirale (con o senza barre)1 % Irregolare
Morfologia
25 % Ellittica75 % Spirale (con o senza barre)1 % Irregolare
)/exp()( ***
0 LLL
L
LL
0 ≈ 10-2 Mpc-2 normalizzazione
L* ≈ 4 1010 Lʘ Lum. caratterstica
≈ -1.1Pendenza a basse lumin.
0 ≈ 10-2 Mpc-2 normalizzazione
L* ≈ 4 1010 Lʘ Lum. caratterstica
≈ -1.1Pendenza a basse lumin.
EES0/a/bS0/a/b
Sc/dSc/d IrrIrr
AAT 2dF fibre positionerMisura simultaneamente fino a 400 redshifts
AAT 2dF fibre positionerMisura simultaneamente fino a 400 redshifts
Funzioni di Luminosita’ in banda RFunzioni di Luminosita’ in banda R