Cinematica di Galassie Distribuzione di massa Struttura Stato dinamico

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

Righe spettrali più utilizzate

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

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

stella Hβ, [OII] Centro galassia Mg stella

Regione fino all’Halpa [NII],[SII]

Curva di rotazione Ha [NII]

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

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)

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))

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)

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

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

Profili HI per misure di velocità circolari

Regione dell’Hα

Regione spettrale - Hβ

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

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

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.

Controrotazione nella Sa NGC 3593

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

Spettro della galassia Spettro della stella ‘template’ cinematica

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

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

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=

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

Esempio di LOSVD R V

Esempio di cotrorotazione (stellare) V

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

Profili cinematici

Coefficienti di Hermite NGC 1399

Cinematica Ellittiche

Cinematica E/S0

Esempi di Curve di Rotazione galassie Sa

Cinematica Sb-Sc

Spettro di potenza trasformata di Fourier spettro stellare

Spettro di potenza trasformata di Fourier Gaussiana

Confronto tra lo spettro stellare prima e dopo la convoluzione

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)

Z=0.12

Z=0.54, dopietto [OII]

Z=3.22, Lα Z=0.2, dopietto [OIII], Hβ

λ=5134.2  z=3.22

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

ngc 2855

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

ngc 4672

ngc 4698

Cinematica della compenente stellare

Dischi nucleari

Core disaccoppiati

NGC 3384 S0 (cluster) Hb V s Mgb Fe5270

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

Complex Dynamics

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

KDC – ‘morphology’ When did the KDCs form? Central location Varying rotation speeds (60-100 km/s) Misalignments of - KDC with phot axis - Zero velocity curve with phot axis When did the KDCs form?

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

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

NGC 4150 (S0/cluster) Only ±10 km/s

NGC 4150 (S0) : post-starburst