Spirali: aloni DM estesi oltre 10 r d : profilo Ellitiche: aloni DM estesi ? Difficile anisotrope. nella zona popolata da stelle i profili osservati fittati.

Presentazione sul tema: "Spirali: aloni DM estesi oltre 10 r d : profilo Ellitiche: aloni DM estesi ? Difficile anisotrope. nella zona popolata da stelle i profili osservati fittati."— Transcript della presentazione:

1 Spirali: aloni DM estesi oltre 10 r d : profilo Ellitiche: aloni DM estesi ? Difficile anisotrope. nella zona popolata da stelle i profili osservati fittati da legge De Vauculeur o da legge di King - Regioni HII-emissione righe da fotoionizz. H Formaz. stell. - Dal continuo: eta delle pop. stellari 2-4 Gyr - Colori BLU: B-V 1 - Assenza righe emissione da ISM - Dal continuo: eta delle pop. stellari 8-10 Gyr - Colori ROSSI: B-V>1 Funzioni di luminosita Principalmente in zone Di massa stellare intermedia Luminosita in R Massa in stelle Funzioni di luminos. dominano la parte massiva della distribuz. luminosita/massa stellare Moti stellari ordinati: equilibrio supporft. da rotaz. Moti stellari random: equilibrio supporft. pressione

2

3 Formazione di Sferoidi e dinamica delle popolazioni stellari Le stelle ricordano le dinamiche delle proprie orbite poiche la dinamica dei sistemi stellari e non dissipativa;leffetto delle collisioni e trascurabile. Se le stelle si sono formate in frammenti protogalattici che poi si sono uniti, questo risultera in un sistema supportato dalla pressione, cioe uno sferoide. La loro metallicita riflettera le abbondanze chimiche dei loro progenitori. Formazione dei dischi e dinamica delle popolazioni stellari Se nubi protogalattiche si fondono in un alone di materia oscura, esse si assesteranno su un disco supportato dalla rotazione, la configurazione di energia minima per dato momento angolare. Le stelle si formeranno nel disco ereditando il moto rotazionale del gas

4 Bimodal Color Distribution Baldry et al. 2004 Bright Red Galaxies Faint Blue Galaxies SDSS: 200 000 galassie z<0.008

5 Oggetti massivi In stelle Oggetti poco massivi In stelle

6 Relazioni di Scala Globali

7 La relazione colore-magnitudine Per le galassie ellittiche lo scatter e minimo Colore dipende da 1) etadelle pop. stellari; 2) metallicita

8 Diagramma HR: Degenerazione Eta-Metallicita

9

10 Per una data metallicita, la temperatura del turnoff fornisce una misura delleta delle popolazioni stellari

11

12 Interpretazione dello scatter Lo scatter osservato e legato alla dispersione in eta attraverso la relazione Dove t H e t f sono rispettivamente le piu vecchie e le piu giovani galassie. La derivata si ricava da modelli di sintesi delle pop. stellari che danno per t=10 Gyr Le osservazioni danno Se le pop. piu vecchie hanno 13 Gyr, le piu giovani sono piu vecchie di 13 Gyr formate a z>2. Pop. Stellari delle ellittiche formate ad alto redshift in un piccolo intervallo di tempo Pop. Stellari delle spirali formate lungo un arco di tempo maggiore: SF piu prolungata

13 Dipendenza dalleta del colore di una poplazione stellare formata in seguito a un singolo burst. -A varie con metallicita -A varie IMF dN/dm m- (x+1) exp(-x) Salpeter IMF x=1.35 Kennicut IMF x=0.4 per m M ʘ

14 La Relazione Mg- Galassie piu massive sono piu ricche di metalli Espulsione dei metalli da buche di potenziali poco profonde ? Lo scatter e molto piccolo e dipende poco dallambiente

15 Definizione di brillanza Media entro r e Relazione di Kormendy Gal. Ellittiche piu grandi hanno minore brillanza superficiale (meno dense)

16 Gal. Ellittiche piu grandi Sono piu luminose

17 La dispersione di velocita misura la profondita della buca di potenziale

18 Linclusione di un 3 0 parametro riduce la dispersione

19 Piano Fondamentale

20 Cf. PF osservato

21 Relazione di Tully-Fisher per le Galassie a Spirale - Le galassie a spirale hanno brillanza superficiali Distribuite in un intervallo molto vasto: La distribuzione risultante e invece molto stretta -Lega potenziale di materia oscura con il la SF integrata nel tempo. Profonda relazione tra le buche di potenziale (v) e le proprieta dei barioni (in untima analisi, derivanti dai processi di condensazione del gas nelle buche di potenziale). Un meccanismo di formazione stellare regolato dallalone Di materia oscura

22 La densita superficiale del gas correla fortemente con ls SFR/Area

23 Come si interpreta la legge di Schmidt

24 A bassi valori delle densita del gas si ha una crollo della SFR Kennicut 1998 - Nella galassie di bassa brillanza sup. - Nelle zone esterne delle galasie I tempi scale della SF si allungano Molto rispetto alla legge di Schimdt

25 1)Sia in galassie a spirale che in ellittiche Forte correlazione tra a) Profondita delle buche di potenziale (materia oscura) b) grandezze riguardanti la luminosita, la formazione stellare, leta delle popolazioni di stelle i profili di densita (concentrazione), la metallicita La storia e le proprieta degli aloni di DM guidano i processi relativi ai barioni (formazione stellare, stato del gas, disposizione di stelle e gas) 1)Galassie ellittiche: a) piccolo scatter relazione col.-magn. Mg-sigma: formazione delle stelle in epoche remote: quasi-coeva. b) Piano Fondamentale: sistemi rilassato, eqiolibrio del viriale con M/L debolmente crescente con M (o con L) 3) Galassie spirale: scatter rilevante nella rel. col-magn. formazione stellare prolugata Galassie ellittiche: assemblaggio di stelle gia formate ad alto redshift Evidenze dinamiche + scatter relazioni globali + spettri Galassie a Spirale: SF prolungata nel tempo da gas in equilibrio rotazionale Processo di condensazione dei barioni in DM sembra inefficiente: raggiunge il max dellefficienza in aloni di DM con M10 12 M ʘ. Masse minori: gal. nane, poche stelle. Masse maggiori: M/L cresce, in ammassi di galassi arriva fino a 600 (M/L) ʘ.

26 2) Galassie ellittiche: a) piccolo scatter relazione col.-magn. Mg-sigma: formazione delle stelle in epoche remote: quasi-coeva. b) Piano Fondamentale: sistemi rilassato, eqiolibrio del viriale con M/L debolmente crescente con M (o con L) 3) Galassie spirale: scatter rilevante nella rel. col-magn. formazione stellare prolugata

27 Processo di condensazione dei barioni in DM sembra inefficiente: raggiunge il max dellefficienza in aloni di DM con M1012 M ʘ. Masse minori: gal. nane, poche stelle. Masse maggiori: M/L cresce, in ammassi di galassi arriva fino a 600 (M/L) ʘ La dwarf ell. e le irregolari estremizzano i trend di ellittiche e spirali rispettivamente. Le prime si situano fuori dal piano fond. e spesso M/L maggiore. Relazione M/L e Dark Matter