Spirali: aloni DM estesi oltre 10 rd: profilo

Spirali: aloni DM estesi oltre 10 rd: profilo

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Ellitiche: aloni DM estesi ? Difficile anisotrope.nella zona popolata da stellei profili osservati fittati da legge De Vauculeur o da legge di King

Ellitiche: aloni DM estesi ? Difficile anisotrope.nella zona popolata da stellei profili osservati fittati da legge De Vauculeur o da legge di King

- Regioni HII-emissione righe da fotoionizz. H→Formaz. stell. - Dal continuo: eta’ delle pop. stellari 2-4 Gyr- Colori BLU: B-V1

- Assenza righe emissione da ISM- Dal continuo: eta’ delle pop. stellari 8-10 Gyr - Colori ROSSI: B-V>1

Funzioni di luminosita → Principalmente in zone Di massa stellare intermedia

Luminosita’ in R ↔ Massa in stelle

Funzioni di luminos.→ dominanola parte massiva della distribuz. luminosita’/massa stellare

Moti stellari ordinati:equilibrio supporft. da rotaz.

Moti stellari random:equilibrio supporft. pressione

Formazione di Sferoidi e dinamica delle popolazioni stellari

Le stelle ‘’ricordano’’ le dinamiche delle proprie orbite poiche’ la dinamica dei sistemi stellari e’ non dissipativa;l’effetto delle collisioni e trascurabile. Se le stelle si sono formate in frammenti protogalattici che poi si sono uniti, questo risultera’ in un sistema supportato dalla pressione, cioe’ uno sferoide. La loro metallicita’ riflettera’ le abbondanze chimiche dei loro progenitori.

Formazione dei dischi edinamica delle popolazioni stellari

Se nubi protogalattiche si fondono in un alone di materia oscura, esse si assesteranno su un disco supportato dalla rotazione, la configurazione di energia minima per dato momento angolare. Le stelle si formeranno nel disco ereditando il moto rotazionale del gas

Bimodal Color Distribution

Baldry et al. 2004

BrightRed Galaxies

FaintBlue Galaxies

SDSS:200 000 galassie z<0.008

Oggetti massiviIn stelle

Oggetti poco massiviIn stelle

Relazioni di Scala Globali

La relazione colore-magnitudineLa relazione colore-magnitudine

Per le galassie ellittiche lo scatter e’ minimoColore dipende da 1) eta’delle pop. stellari; 2) metallicita’

Per le galassie ellittiche lo scatter e’ minimoColore dipende da 1) eta’delle pop. stellari; 2) metallicita’

Diagramma HR: Degenerazione Eta’-Metallicita’

Per una data metallicita’, la temperatura del turnoff fornisce una misura dell’eta’ delle popolazioni stellari

Interpretazione dello scatterInterpretazione dello scatter

fH ttt

VUVU

)(

Lo scatter osservato e’ legato alla dispersione in eta’ attraverso la relazioneLo scatter osservato e’ legato alla dispersione in eta’ attraverso la relazione

Dove tH e tf sono rispettivamente le piu vecchie e le piu’ giovani galassie. La derivata si ricava da modelli di sintesi delle pop. stellari che danno per t=10 Gyr

Dove tH e tf sono rispettivamente le piu vecchie e le piu’ giovani galassie. La derivata si ricava da modelli di sintesi delle pop. stellari che danno per t=10 Gyr

Gyrmagt

VU/02.0

)(

Le osservazioni danno Le osservazioni danno

magVU 04.0

Gyr 2 fH tt

Se le pop. piu’ vecchie hanno 13 Gyr, le piu’ giovani sono piu’ vecchie di 13 Gyr → formate a z>2.

Se le pop. piu’ vecchie hanno 13 Gyr, le piu’ giovani sono piu’ vecchie di 13 Gyr → formate a z>2.

Pop. Stellari delle ellittiche formate ad alto redshift in un piccolo intervallo di tempoPop. Stellari delle spirali formate lungo un arco di tempo maggiore: SF piu’ prolungata

Dipendenza dall’eta’ del colore di una poplazione stellare formata in seguito a unsingolo burst.

-A varie con metallicita’-A varie IMF

dN/dm m-(x+1) exp(-x)Salpeter IMF x=1.35Kennicut IMF x=0.4 per m<Mʘ x=1.5 M>Mʘ

La Relazione Mg-La Relazione Mg-

Galassie piu’ massive sono piu’ ricche di metalliEspulsione dei metalli da buche di potenziali poco profonde ?Lo scatter e’ molto piccolo e dipende poco dall’ambiente

Galassie piu’ massive sono piu’ ricche di metalliEspulsione dei metalli da buche di potenziali poco profonde ?Lo scatter e’ molto piccolo e dipende poco dall’ambiente

2

)(

e

ee r

rLI

83.0 ee Ir

Definizione di brillanza Media entro re

Definizione di brillanza Media entro re

Relazione di KormendyGal. Ellittiche piu’ grandi hanno minore brillanza superficiale (meno dense)

Relazione di KormendyGal. Ellittiche piu’ grandi hanno minore brillanza superficiale (meno dense)

68.1erL

Gal. Ellittiche piu’ grandi Sono piu’ luminose

Gal. Ellittiche piu’ grandi Sono piu’ luminose

4L

r

GM2

La dispersione di velocita’misura la profondita’ della buca di potenziale

La dispersione di velocita’misura la profondita’ della buca di potenziale

L’inclusione di un 30 parametro riduce la dispersioneL’inclusione di un 30 parametro riduce la dispersione

Piano Fondamentale Piano Fondamentale

85.04.1 ee Ir

2

)(

e

ee r

rLI

2kr

GM

e

121

2

ee I

L

M

G

kr

Cf. PF osservatoCf. PF osservato

85.05.1 ee Ir

25.02.0 LML

M

zr

Relazione di Tully-Fisher per le Galassie a SpiraleRelazione di Tully-Fisher per le Galassie a Spirale

- Le galassie a spirale hanno brillanza superficiali Distribuite in un intervallo molto vasto: La distribuzione risultante e’ invece molto stretta

-Lega potenziale di materia oscura con il la SF integrata nel tempo. Profonda relazione tra le buche di potenziale (v) e le proprieta’ dei barioni (in untima analisi, derivanti dai processi di ‘’condensazione’’ del gas nelle buche di potenziale).

Un meccanismo di formazione stellare regolato dall’aloneDi materia oscura

- Le galassie a spirale hanno brillanza superficiali Distribuite in un intervallo molto vasto: La distribuzione risultante e’ invece molto stretta

-Lega potenziale di materia oscura con il la SF integrata nel tempo. Profonda relazione tra le buche di potenziale (v) e le proprieta’ dei barioni (in untima analisi, derivanti dai processi di ‘’condensazione’’ del gas nelle buche di potenziale).

Un meccanismo di formazione stellare regolato dall’aloneDi materia oscura

vmagnGvCCL

rLC

LMC

GrvMr

GM

r

v

SBML

SB

ML

log10 / /

/

/

/

42

2

22

2

La densita’ superficiale del gas correla fortemente con ls SFR/Area

4.1gasSFR

Come si interpreta la legge di Schmidt

ffgasVolSFR / 5.1gasVolSFR

A bassi valori delle densita’ del gas si ha una crollo della SFRA bassi valori delle densita’ del gas si ha una crollo della SFR

Kennicut 1998Kennicut 1998

5.0 gasSF- Nella galassie di bassa brillanza sup.

- Nelle zone esterne delle galasie

I tempi scale della SF si allungano Molto rispetto alla legge di Schimdt

I tempi scale della SF si allungano Molto rispetto alla legge di Schimdt

1) Sia in galassie a spirale che in ellittiche Forte correlazione tra a) Profondita’ delle buche di potenziale (materia oscura)

b) grandezze riguardanti la luminosita’, la formazione stellare, l’eta’ delle popolazioni di stelle i profili di densita’ (concentrazione), la metallicita’

La storia e le proprieta’ degli aloni di DM guidano i processi relativi ai barioni (formazione stellare, stato del gas, disposizione di stelle e gas)

1) Galassie ellittiche: a) piccolo scatter relazione col.-magn. Mg-sigma: formazione delle stelle in epoche remote: quasi-coeva. b) Piano Fondamentale: sistemi rilassato, eqiolibrio del viriale con M/L debolmente crescente con M (o con L)3) Galassie spirale: scatter rilevante nella rel. col-magn.→ formazione stellare prolugata

Galassie ellittiche: assemblaggio di stelle gia’ formate ad alto redshiftEvidenze dinamiche + scatter relazioni globali + spettri

Galassie a Spirale: SF prolungata nel tempo da gas in equilibrio rotazionale

Processo di condensazione dei barioni in DM sembra inefficiente: raggiunge il max dell’efficienza in aloni di DM con M≈1012 Mʘ.Masse minori: gal. nane, poche stelle.Masse maggiori: M/L cresce, in ammassi di galassi arriva fino a 600 (M/L)ʘ.

Galassie ellittiche: assemblaggio di stelle gia’ formate ad alto redshiftEvidenze dinamiche + scatter relazioni globali + spettri

Galassie a Spirale: SF prolungata nel tempo da gas in equilibrio rotazionale

Processo di condensazione dei barioni in DM sembra inefficiente: raggiunge il max dell’efficienza in aloni di DM con M≈1012 Mʘ.Masse minori: gal. nane, poche stelle.Masse maggiori: M/L cresce, in ammassi di galassi arriva fino a 600 (M/L)ʘ.

2) Galassie ellittiche: a) piccolo scatter relazione col.-magn. Mg-sigma: formazione delle stelle in epoche remote: quasi-coeva. b) Piano Fondamentale: sistemi rilassato, eqiolibrio del viriale con M/L debolmente crescente con M (o con L)3) Galassie spirale: scatter rilevante nella rel. col-magn.→ formazione stellare prolugata

Processo di condensazione dei barioni in DM sembra inefficiente: raggiunge il max dell’efficienza in aloni di DM con M≈1012 Mʘ.Masse minori: gal. nane, poche stelle.Masse maggiori: M/L cresce, in ammassi di galassi arriva fino a 600 (M/L)ʘ

La dwarf ell. e le irregolari estremizzano i trend di ellittiche e spirali rispettivamente.Le prime si situano fuori dal piano fond. e spesso M/L maggiore.

Relazione M/L e Dark Matter