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1 Cinematica di Galassie Distribuzione di massa Struttura Stato dinamico.

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Presentazione sul tema: "1 Cinematica di Galassie Distribuzione di massa Struttura Stato dinamico."— Transcript della presentazione:

1 1 Cinematica di Galassie Distribuzione di massa Struttura Stato dinamico

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

3 3 Righe spettrali più utilizzate

4 4 Spettro osservato con ancora lemissione del cielo Lunghezza donda Posizione lungo la fenditura

5 5 Come prima ma con il cielo sottratto Lunghezza donda Posizione lungo la fenditura stella Centro galassia H β, [OII]

6 6 stella Centro galassia H β, [OII] Mg

7 7 Regione fino allHalpa [NII],[SII]

8 8

9 9 Curva di rotazione Ha [NII]

10 10 Formule z=(λ oss – λ lab )/ λ lab = (λ oss / λ lab -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 11 Formule 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 = (x 2 + y 2 ) 1/2 tan(θ) = tan(φ) / cos(i) R = r cos(φ) / cos(θ) V oss (R) = V dep (r) sin(i) cos(θ) Piano del cieloPiano del disco Linea dei nodi

12 12 Formule Lungo lasse maggiore φ = 0 θ = 0 R = r ; V oss (R) = V dep (R) sin(i) ΔV dep = ΔV oss / (sin(i) cos(θ)) Lungo lasse minore φ = 90 θ = 90 R = r/sin(i) ; V oss (R) = 0 Lungo un asse intermedio V oss (R) = V dep (r) sin(i) cos(θ) ma: 1)Peggior risoluzione spaziale ΔR = Δr cos(φ) / cos(θ) > Δr 2)Peggior risoluzione in velocità ΔV dep = ΔV oss / (sin(i) cos(θ)) Piano del cielo Piano del disco

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

14 14 Velocità costante V( r ) Tipicamente nelle regioni esterneV(R)=V 0 = costante per ogni φ

15 15

16 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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19 19

20 20

21 21

22 22

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24 24

25 25 Profili HI per misure di velocità circolari

26 26 Regione dellHα

27 27

28 28 Regione spettrale - Hβ

29 29 NGC 2273 Stellar Mean Velocity Field 2D-binned velocityNot binned

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

31 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 32 Controrotazione nella Sa NGC 3593

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

34 34 Spettro della galassia Spettro della stella template cinematica

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38 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 donda 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 lintegrale 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 39 Funzioni di allargamento di riga I polinomi di Hermite 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 (h 3, h 4, …)

40 40 Forma della riga Può essere necessario considerare la forma non gaussiana della LOSVD. Generalmente si ricorre di ordine superiore a 2. LOSVD=I 0 exp(-y 2 /2)(1+ h 3 H 3 (v)+ h 4 H 4 (v)) H 3 (v)= H 4 (v)= Con y=

41 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 42 Esempio di LOSVD V R

43 43

44 44 Esempio di cotrorotazione (stellare) V R

45 45

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

47 47 Profili cinematici

48 48 Coefficienti di Hermite NGC 1399

49 49

50 50

51 51 Cinematica Ellittiche

52 52

53 53 Cinematica E/S0

54 54 Esempi di Curve di Rotazione galassie Sa

55 55 Cinematica Sb-Sc

56 56 Spettro di potenza trasformata di Fourier spettro stellare

57 57 Spettro di potenza trasformata di Fourier Gaussiana

58 58

59 59 Confronto tra lo spettro stellare prima e dopo la convoluzione

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

61 61

62 62 Z=0.12

63 63

64 64 Z=0.54, dopietto [OII]

65 65 Z=0.2, dopietto [OIII], H β Z=3.22, L α

66 66 λ= z=3.22

67 67

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

69 69 ngc 2855

70 70

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

72 72 ngc 4672

73 73

74 74

75 75 ngc 4698

76 76 Cinematica della compenente stellare

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78 78

79 79 Dischi nucleari

80 80 Core disaccoppiati

81 81 H V MgbFe5270 NGC 3384 S0 (cluster)

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

83 83 Complex Dynamics

84 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 85 KDC – morphology 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 86 NGC 4365 (E3) – Line-strength No sign of KDC!Metal enrichment? Davies, Kuntschner, Emsellem, et al., 2001, ApJL, 548, L33 Clear KDC

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

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

89 89 NGC 4150 (S0) : post-starburst


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