= 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