Moti stellari ordinati:
equilibrio supporft. da rotaz.
Spirali: aloni DM estesi
oltre 10 rd: profilo
Moti stellari random:
equilibrio supporft. pressione
Luminosita’ in R
↔ Massa in stelle
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
 (r ) 
- Regioni HII-emissione righe
da fotoionizz. Ha→Formaz. stell.
- Dal continuo: eta’ delle pop.
stellari 2-4 Gyr
- Colori BLU: B-V1
Funzioni di luminosita → Principalmente in zone
Di massa stellare intermedia
0
1  r / rc 3/ 2
- 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
Formazione di Sferoidi e dinamica
delle popolazioni stellari
Formazione dei dischi e
dinamica delle popolazioni stellari
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.
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
Bimodal Color Distribution
Bright
Red Galaxies
SDSS:
200 000 galassie z<0.008
Faint
Blue Galaxies
Baldry et al. 2004
Oggetti massivi
In stelle
Oggetti
poco
massivi
In stelle
Relazioni di Scala Globali
La relazione colore-magnitudine
Per le galassie ellittiche lo scatter e’ minimo
Colore dipende da 1) eta’delle pop. stellari; 2) metallicita’
Diagramma HR:
Degenerazione Eta’-Metallicita’
Per una data metallicita’, la temperatura del turnoff fornisce una misura dell’eta’
delle popolazioni stellari
Interpretazione dello scatter
Lo scatter osservato e’ legato alla dispersione in eta’ attraverso la relazione
 (U  V )
tH  t f 
 U  V  
t
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
 (U  V )
 0.02mag / Gyr
t
Le osservazioni danno
 U  V   0.04mag
t H  t f  2 Gyr
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
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
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
L( re )
Ie 
2
 re
Definizione di brillanza
Media entro re
re  I
0.83
e
Relazione di Kormendy
Gal. Ellittiche piu’ grandi
hanno minore brillanza
superficiale (meno dense)
Lr
1.68
e
Gal. Ellittiche piu’ grandi
Sono piu’ luminose
L s
4
La dispersione di velocita’
misura la profondita’ della buca d
potenziale
GM
s 
r
2
L’inclusione di un 30 parametro riduce la dispersione
Piano Fondamentale
re  s I
1.4 0.85
e
L( re )
Ie 
 re2
GM
 ks 2
re
1
 M  2 1
re 
  s Ie
2 G  L 
k
Cf. PF osservato
re  s 1.5 I e0.85
M
0.2
0.25
M L
L
s r  s  s z
Relazione di Tully-Fisher per le Galassie a Spirale
v 2 GM
 2  M  v2r / G
r
r
CML  M / L
CSB  L / r 2


2
L  CML
/ CSB v 4 / G
 magn  10 log v
- 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
La densita’ superficiale del gas correla fortemente
con ls SFR/Area
 SFR  
1.4
gas
Come si interpreta la legge di
Schmidt
SFR Vol    gas /  ff
SFRVol   
1.5
gas
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
 SF  
0.5
gas
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, 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)
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 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.
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
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