Classificazione morfologica delle
Galassie
• Classificazione di Hubble
• Classificazione di de Vaucouleurs
• Esempi
Diagramma di Hubble
Diagramma di Hubble
Galassie Ellittiche
• Le galassie ellittiche sono indicate con la sigla En
( e cioè E0, E1 … E7) dove n=10(1-b/a)
– E0 galassia ellittica con isofote circolari
– E7 galassia ellittica con isofote schiacciate
• Sono generalmente prive di strutture
Galassie ellittiche
M87
NGC1316 in fornax
Galassie S0 (lenticolari)
• Presenza di un disco ma non di bracci di
spirale
• Rapporto Disco/Bulge piccolo
• Poca polvere e gas
Galassie S0 (lenticolari)
Face-on
M84
Edge-on
NGC4350
Galassie Sa
• Presenza di disco
• bracci di spirale molto
avvolti
• Rapporto D/B~1
• Strutture poco
evidenti (regioni Hα,
polvere, bracci poco
marcati)
Galassie Sb…Sc
• Presenza di disco
• bracci di spirale meno
avvolti (angolo di
attacco)
• Rapporto D/B>1
• Strutture più evidenti
(regioni Hα, polvere,
bracci ben marcati)
Galassie Barrate
• Presenza di una struttura barrata nel centro
da cui partono i bracci di spirale
• Classificazione SBaSBc analoga alle
galassie non barrate
Galassie Barrate
M109
Classificazione di deVaucouleurs
Classificazione di deVaucouleurs
A
s
r
B
Cinematica di Galassie
• Distribuzione di massa
• Struttura
• Stato dinamico
Come ?
• Righe di Emissione
• Righe di Assorbimento
Di cosa ?
• Mezzo interstellare
– Freddo
– Tiepido
– Caldo
• Componente stellare
• Ammassi globulari
Righe
spettrali
più
utilizzate
Esempio di spettro “long-slit”
Curva di rotazione Ha [NII]
Formule
• z=(λoss – λlab )/ λlab= Δλ/λ
• V/c = ((z+1)2-1)/((z+1)2+1) ~ z
• i = inclinazione (del disco) di una galassia
i=0° galassia vista di faccia
I=90° galassia vista di taglio
• Vdep=Voss/sin(i) se si è lungo l’asse maggiore
• Più generalmente Voss(R)=Vdep(r)sin(i) cos(θ)
Con tan(θ)=tan(φ)/cos(i), R=r cos(φ)/cos(θ)
…Formule
R
Linea dei nodi
θ
Piano della galassia
r
φ
Piano del cielo
R = distanza radiale nel piano della galassia
r = distanza radiale nel piano del cielo
i = inclinazione, φ = angolo sul pano del cielo, θ = angolo sul piano della galassia
tan(θ) = tan(φ) / cos(i)
Voss(R) = Vdep(r) sin(i) cos(θ)
R = r cos(φ) / cos(θ)
Lungo l’asse maggiore
φ = 0 θ = 0 R = r ; Voss(R) = Vdep(R) sin(i)
Esempi di
Curve di
Rotazione
Cinematica
gas galassie
Sb-Sc
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 linestrength of NGC 4365.
Controrotazione
nella Sa
NGC 3593
Profili HI per
misure di velocità
circolari
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 e' la somma degli spettri
delle singole stelle lungo la linea di vista, spostati in lunghezza
d'onda per Effetto Doppler a seconda delle loro velocita'
radiali. Indicando con g ( ) lo spettro stellare (mediato lungo
la linea di vista) delle ellittiche, lo spettro misurato G ( ) e'
l'integrale pesato con la funzione di distribuzione delle velocita'
delle stelle lungo la linea di vista B(V , ,...):
G ( )
g[ (1 v / c)]B(v | V , ,...)dv
Funzioni di allargamento di riga
log[ (1 v / c)] log v / c
G ( ) g ( ) B(V , ,...)
In spazio di Fourier :
B (V , )
G
S
B puo' venire approssimata
con una gaussiana di velocita'
media V e dispersione di
velocita' o tener conto
di ordini superiori
I polinomi di Hermite
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
