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= pitch angle. Sa Bulge molto prominente Bracci molto avvolti Bracci poco risolti Sc Bulge poco prominente Bracci poco avvolti Bracci molto risolti Flocculent.

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1 = pitch angle

2 Sa Bulge molto prominente Bracci molto avvolti Bracci poco risolti Sc Bulge poco prominente Bracci poco avvolti Bracci molto risolti Flocculent Spiral

3 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

4 Il twist delle isofote è una prova della triassialità delle galassie ellittiche.

5 Rotazione Anisotropie di velocita Le ellittiche hanno spesso anche una rotazione, in particolare nelle regioni esterne Sovrapposizione di orbite molto complesse

6 Zone esterne: v c rimane piatta Profilo isotermo (a grandi distanze dal centro) Zona interna: vc cresce circa linearmente (rotazione rigida, densita costante)

7 Per r e v c solari, 1 massa del protone per cm 3

8 - 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 medio 2)Orbite in potenziali pre-assegnati 3)Orbite in simm assiale, epicicli 4) freq. di Lindblad, struttura a spirale 5) Orbite in potenziali non-simm. e 3D Equilibrio 1) Teorema di Boltzmann 2) Equazione di Jeans 3) Teorema di Jeans e teorema del viriale 4) Equilibrio Idrostatico 5) 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

9 Profili di brilanza superficiale Leggi empiriche Ellittiche e Bulges centrali delle spirali I(0) = brillanza superficiale centrale r 0 = lunghezza di scala r 0 varia da galassia a galassia I 0 piccola variazione /- 0.3 mag/arcsec2 in the B band (Freeman 1970). Dischi delle spirali (mediati in cerchi per eliminare la struttura a spirale)

10 I e definita come la densita di flusso per unita di angolo solido Per distanze non cosmologiche e indipendente dalla distanza della sorgente:

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12 Profili apparenti e profili deproiettati In generale per il sistema non é a priori a simmetria sferica

13 Confronto tra la legge di King e la legge r 1/4 King De Vaucouleurs

14 Spettri Tipici righe in emissione caratteristiche di regioni HII

15 Il gas ionizzato produce forti righe di emissione Gli elettroni liberi si ricombinano temporaneamente ed emettono un fotone prima che latomo sia nuovamentre ionizzato

16 Se la formazione stellare si ferma le stelle O scompaiono in pochi Myr Le altre stelle non ionizzano efficientemente il gas H scompare

17 Ellittiche: B-V>1; -221); -21

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20 Luminosita della componente di stelle giovani (in verticale) ed evolute (orizzontale) per i vari tipi morfologici delle galassie.

21 La classificazione morfologica delle galassie Morfologia 25 % Ellittica 75 % Spirale (con o senza barre) 1 % Irregolare

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23 Mpc -2 normalizzazione L * L ʘ Lum. caratterstica -1.1 Pendenza a basse lumin. E S0/a/b Sc/dIrr

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27 AAT 2dF fibre positioner Misura simultaneamente fino a 400 redshifts

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29 Funzioni di Luminosita in banda R

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