Cinematica di Galassie

Presentazione sul tema: "Cinematica di Galassie"— Transcript della presentazione:

1 Cinematica di Galassie
Distribuzione di massa Struttura Stato dinamico

2 Come ? Di cosa ? Righe di Emissione Righe di Assorbimento
Mezzo interstellare Freddo Tiepido Caldo Componente stellare Ammassi globulari

3 Righe spettrali più utilizzate

4 Spettro osservato con ancora l’emissione del cielo
Lunghezza d’onda Posizione lungo la fenditura

5 Come prima ma con il cielo sottratto
Centro galassia Hβ, [OII] stella Lunghezza d’onda Posizione lungo la fenditura stella

6 stella Hβ, [OII] Centro galassia Mg stella

7 Regione fino all’Halpa [NII],[SII]

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9 Curva di rotazione Ha [NII]

10 Formule z=(λoss – λlab )/ λlab= (λoss/ λlab -1)=Δλ/λ
V/c = ((z+1)2-1)/((z+1)2+1) ~ z Attenzione, già per V=3000km/s la formula approssimata causa un errore di 15km/s

11 Formule Linea dei nodi Piano del cielo Piano del disco
x, y = posizione nel piano del cielo r = distanza radiale nel piano del cielo R = distanza radiale nel piano della galassia i = inclinazione, φ = angolo sul pano del cielo, θ = angolo sul piano della galassia r = (x2 + y2 )1/2 tan(θ) = tan(φ) / cos(i) R = r cos(φ) / cos(θ) Voss(R) = Vdep(r) sin(i) cos(θ)

12 Formule Piano del cielo Piano del disco Lungo l’asse maggiore
φ = 0 θ = 0  R = r ; Voss(R) = Vdep(R) sin(i) ΔVdep = ΔVoss / (sin(i) cos(θ)) Lungo l’asse minore φ = 90 θ = 90  R = r/sin(i) ; Voss(R) = 0 Lungo un asse intermedio Voss(R) = Vdep(r) sin(i) cos(θ) ma: Peggior risoluzione spaziale ΔR = Δr cos(φ) / cos(θ) > Δr Peggior risoluzione in velocità ΔVdep = ΔVoss / (sin(i) cos(θ))

13 Rotazione rigida V(R)=ΩR
Nel caso di rotazione rigida (centro di galassie) V(R)=ΩR V(r)= Ω R sin(i) cos(θ)= Ω r cos(φ) sin(i) cos(θ)/cos(θ)= Ω r cos(φ) sin(i) =  V(r )=V(x,y)=Ω x sin(i)

14 Tipicamente nelle regioni esterne
Velocità costante Tipicamente nelle regioni esterne V(R)=V0 V( r ) = costante per ogni φ

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16 In pratica quello che si osserva è un moto rigido nel centro ed uno a velocità costante per raggi più esterni

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25 Profili HI per misure di velocità circolari

26 Regione dell’Hα

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28 Regione spettrale - Hβ

29 NGC 2273 Stellar Mean Velocity Field
Not binned 2D-binned velocity

30 NGC 2273 Stellar Velocity Dispersion Field
Not binned 2D-binned and interpolated

31 Esempio di ‘core’ disaccoppiato
a) the stellar surface brightness, b) the mean streaming velocity, c) the velocity dispersion, d) the Mgb line-strength, and e) the Hbeta line-strength of NGC 4365.

32 Controrotazione nella Sa NGC 3593

33 Spettri stellari e galattici
Spettro stellare di gigante di tipo K Spettro di galassia ellittica Blu Rosso

34 Spettro della galassia
Spettro della stella ‘template’ cinematica

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38 Gli spettri delle galassie
Lo spettro osservato di una galassia è la somma degli spettri delle singole stelle lungo la linea di vista, spostati in lunghezza d’onda per Effetto Doppler a seconda delle loro velocità radiali. Indicando con g(λ) lo spettro stellare (o template) di una galassia, lo spettro misurato G (λ) è l’integrale pesato con la funzione di distribuzione delle velocità delle stelle lungo la linea di vista LOSVD(V,σ,…) G (λ)=∫g[λ(1+v/c)] LOSVD(v|V,σ,…)dv

39 Funzioni di allargamento di riga
log[λ(1+v/c)]= log(λ)+v/c (per v/c<<1) G(λ)= g(λ) ⊗LOSVD(V,σ,…) Nello spazio di Fourier: LOSVD(V,σ,…)=G/S LOSVD può essere approssi- mata con una gaussiana (V,σ) oppure si può tenere conto di ordini superiori (h3, h4, …) I polinomi di Hermite

40 Forma della riga Può essere necessario considerare la forma non gaussiana della LOSVD. Generalmente si ricorre di ordine superiore a 2. LOSVD=I0exp(-y2/2)(1+ h3H3 (v)+ h4H4 (v)) H3 (v)= H4 (v)= Con y=

41 Altri metodi Oltre al medoto del Fourier Quotient esistono altri metodi: metodo della cross-correlazione (utile per singole righe di assorbimento) Fourier Correlation quotient (minimizza gli effetti del “template mismatching FIT diretto (sensibile al “template mismatching”) Espansione a gaussiane multiple

42 Esempio di LOSVD R V

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44 Esempio di cotrorotazione (stellare)
V

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46 La distribuzione di velocita’ lungo la linea di vista
Anisotropia tangenziale Anisotropia radiale

47 Profili cinematici

48 Coefficienti di Hermite
NGC 1399

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51 Cinematica Ellittiche

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53 Cinematica E/S0

54 Esempi di Curve di Rotazione galassie Sa

55 Cinematica Sb-Sc

56 Spettro di potenza trasformata di Fourier spettro stellare

57 Spettro di potenza trasformata di Fourier Gaussiana

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59 Confronto tra lo spettro stellare prima e dopo la convoluzione

60 0.64Å/pix; FWHM=2.22 Å (sigma=55km/s)
FORS2-Grism 1400V-1”, 2ore 0.64Å/pix; FWHM=2.22 Å (sigma=55km/s)

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62 Z=0.12

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64 Z=0.54, dopietto [OII]

65 Z=3.22, Lα Z=0.2, dopietto [OIII], Hβ

66 λ=  z=3.22

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68 Ellittica a z=0.3 (doppietto H-K Ca)

69 ngc 2855

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71 Asse maggiore Asse minore
Gas ionizzato(cerchietti vuoti) Stelle (pallini neri)

72 ngc 4672

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75 ngc 4698

76 Cinematica della compenente stellare

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79 Dischi nucleari

80 Core disaccoppiati

81 NGC 3384 S0 (cluster) Hb V s Mgb Fe5270

82 ‘Non-axisymmetric' objects
Misalignement of photometric and kinematical axis

83 Complex Dynamics

84 Is photometry the good indicator ?
Stellar kinematical maps are richer than light distribution Bacon et al. 2001, de Zeeuw et al. 2002, Emsellem et al. 2003

85 KDC – ‘morphology’ When did the KDCs form? Central location
Varying rotation speeds ( km/s) Misalignments of - KDC with phot axis - Zero velocity curve with phot axis When did the KDCs form?

86 NGC 4365 (E3) – Line-strength
Clear KDC Metal enrichment? No sign of KDC! Davies, Kuntschner, Emsellem, et al., 2001, ApJL, 548, L33

87 The KDC is old and in line with main body
NGC 4365 – Age, [M/H] The KDC is old and in line with main body

88 NGC 4150 (S0/cluster) Only ±10 km/s

89 NGC 4150 (S0) : post-starburst