Spirali: aloni DM estesi oltre 10 r d : profilo

1. Moti stellari ordinati: equilibrio supporft. da rotaz. Moti stellari random: equilibrio supporft. pressione Ellitiche: aloni DM estesi ? Difficile s anisotrope. nella zona popolata da stelle i profili osservati fittati da legge De Vauculeur o da legge di King Luminosita’ in R ↔ Massa in stelle Spirali: aloni DM estesi oltre 10 rd: profilo - Regioni HII-emissione righe da fotoionizz. Ha→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 luminos.→ dominano la parte massiva della distribuz. luminosita’/massa stellare Funzioni di luminosita → Principalmente in zone Di massa stellare intermedia

3. Le stelle ‘’ricordano’’ le dinamiche delle proprie orbite poiche’ la dinamica dei sistemi stellari e’ non dissipativa;l’effetto 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 di Sferoidi e dinamica delle popolazioni stellari 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 Bright Red Galaxies Faint BlueGalaxies SDSS: 200 000 galassie z<0.008 Baldry et al. 2004

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) eta’delle pop. stellari; 2) metallicita’

8. Diagramma HR: Degenerazione Eta’-Metallicita’

10. Per una data metallicita’, la temperatura del turnoff fornisce una misura dell’eta’ delle popolazioni stellari

12. Interpretazione dello scatter Lo scatter osservato e’ legato alla dispersione in eta’ attraverso la relazione Dove tH e tf 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 dall’eta’ 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<Mʘ x=1.5 M>Mʘ

14. La Relazione Mg-s 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 dall’ambiente

15. Definizione di brillanza Media entro re 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. L’inclusione di un 30 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 dall’alone • 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. 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, l’eta’ • 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) • 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 dell’efficienza in aloni di DM con M≈1012 Mʘ. 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. Relazione M/L e Dark Matter 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. Processo di condensazione dei barioni in DM sembra inefficiente: raggiunge il max dell’efficienza in aloni di DM con M≈1012 Mʘ. Masse minori: gal. nane, poche stelle. Masse maggiori: M/L cresce, in ammassi di galassi arriva fino a 600 (M/L)ʘ