  = pitch angle  = pitch angle

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

Ellittiche: Sostenute dal moto random, La dispersione di velocita’ s misura il moto random Sostenute dal moto random, Non dal moto rotazionale ordinato Indica la larghezza della distribuzione di velocita’ Distribuzione delle velocita’ stellari al Centro di una galassia ellittica

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

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

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

Per r e vc solari, 1 massa del protone per cm3

- Cosa orgina i bracci a spirale e le loro proprieta’ - 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 Orbite: Tempo di rilassamento e campo medio Orbite in potenziali pre-assegnati 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 - Cosa orgina i bracci a spirale e le loro proprieta’

Profili di brilanza superficiale Leggi empiriche Ellittiche e Bulges centrali delle spirali Dischi delle spirali (mediati in cerchi per eliminare la struttura a spirale) r0 varia da galassia a galassia I0 piccola variazione 21.65 +/- 0.3 mag/arcsec2 in the B band (Freeman 1970). I(0) = brillanza superficiale centrale r0 = lunghezza di scala

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

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

Confronto tra la legge di King e la legge r1/4 De Vaucouleurs Confronto tra la legge di King e la legge r1/4

righe in emissione caratteristiche di regioni HII Spettri Tipici righe in emissione caratteristiche di regioni HII

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

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

Ellittiche: B-V>1; -22<MV<-18 Spirali: B-V≈1 (Bulge B-V>1); -21<MV<-17 Irregolari: B-V< 0.8; -18<MV<-10

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

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

F0 ≈ 10-2 Mpc-2 L* ≈ 4 1010 Lʘ ≈ -1.1 normalizzazione Lum. caratterstica ≈ -1.1 Pendenza a basse lumin. E S0/a/b Sc/d Irr

AAT 2dF fibre positioner Misura simultaneamente fino a 400 redshifts

Funzioni di Luminosita’ in banda R