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Dario Campagner Andrea Ruaro Giovanni Carraro Galileo Galilei & Ugo Morins Production presents: Il Cielo come Laboratorio Edizione 2006/2007 Elena Mocellin.

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1 Dario Campagner Andrea Ruaro Giovanni Carraro Galileo Galilei & Ugo Morins Production presents: Il Cielo come Laboratorio Edizione 2006/2007 Elena Mocellin

2 Analisi dellammasso aperto M35 1) classificazione spettrale 2) confronto con gli spettri di Jacoby e al. 3) conclusioni. Alcune stelle: non appartengono allammasso non sono di sequenza principale.

3 Nascita e caratteristiche nube molecolare forza gravitazionale densità crescente rimane presente sotto forma di nebulosa oggetti giovani (stelle a temperatura e luminosità elevate) Tutte le stelle dellammasso sono accomunate, con buona approssimazione, da: età composizione chimica distanza

4 Informazioni e possibilità Stelle differenti per massa! (possibilità di diagramma HR: visibilissima la sequenza principale) ETA DEL CLUSTER Possibilità di diagramma colore- magnitudine (CMD) DISTANZA DEL CLUSTER Abbondanze di blu e rosso modelli di evoluzione stellare confronti con stelle simili

5 Evoluzione… 1.Stelle vicine (e stessa velocità). 2.Perturbazioni esterne (nubi molecolari, campi stellari, collisioni con corpi celesti). 3.Variazioni velocità delle singole stelle lammasso si sfalda (in relazione alla densità iniziale, comunque entro qualche miliardo di anni) … e classificazione Per la classificazione degli ammassi si fa riferimento alle classi individuate da Harlow Shapley: c: molto sparso e irregolare d: sparso e povero e: mediamente ricco e compatto f: abbastanza ricco g: molto ricco e concentrato

6 Classi spettrali processi termonucleari nel nucleo stellare radiazione attraversa gli strati superficiali assorbimento (discreto!) da parte degli elementi ( Spettroscopia classificazione)discreto! [N.B. : certi assorbimenti sono possibili solo a certe temperature] Classificazione stelle Classificazione stelle in base a: temperatura colore composizione chimica

7 Classi spettrali processi termonucleari nel nucleo stellare radiazione attraversa gli strati superficiali assorbimento (discreto!) da parte degli elementi ( Spettroscopia classificazione)discreto! [N.B. : certi assorbimenti sono possibili solo a certe temperature] Classificazione stelleClassificazione stelle in base a: temperatura colore composizione chimica Secondo la meccanica quantistica le particelle sono dotate di unenergia quantizzata, che può cioè assumere solo valori discreti. una particella si trova nello stato di minima energia. una radiazione colpisce la particella se hυ = ΔE la radiazione viene assorbita stato eccitato ogni elemento diversa distribuzione di livelli energetici assorbimento proprietà caratteristica dellelemento

8 Classi spettrali processi termonucleari nel nucleo stellare radiazione attraversa gli strati superficiali assorbimento (discreto!) da parte degli elementi ( Spettroscopia classificazione)discreto! [N.B. : certi assorbimenti sono possibili solo a certe temperature] Classificazione stelleClassificazione stelle in base a: temperatura colore composizione chimica Le classi oggi usate sono: O: K stelle blu B: K stelle blu-bianche A: K stelle bianche F: K stelle giallo-bianche G: K stelle gialle K: K stelle gialle-arancio M: < K stelle rosse Ogni classe è inoltre suddivisa in 10 sottoclassi di temperatura decrescente numerate da 0 a 9. Ad ogni stella è quindi assegnato anche un numero romano (da I a VI) in base alla misura del suo raggio.

9 caratteristiche di M35 Nomi: M35 (catalogo di Messier) NGC2168 (New General Catalogue) Tipo del cluster: e (mediamente ricco e compatto) Costellazione: Gemelli Coordinate: ascensione retta: 06 h 08.9 m declinazione: +24°20 Distanza dalla Terra: 2800 anni luce Magnitudine visuale: 5.3 Diametro: 24 anni luce Densità al centro: 6,21 stelle/pc3 N° di stelle: 200 circa Età media: 110 milioni di anni Velocità di avvicinamento: 5 Km/s Stella più calda: B3 Vicini: ammasso globulare NGC2158

10 … quella strana notte del 31 gennaio 2007 procedura per il ricavo degli spettri riduzione si rende possibile il confronto con le librerie di Jacoby e al.confronto classificazione provvisoria (confronto grafico) classificazione definitiva utilizzando: I. il database fornito dal sito del CDS (Centre de Donnèes astronomiques de Strasbourg) II. un programma del Circolo Astrofili Guido Ruggieri di Mestre III. il pacchetto Scilab (www.scilab.org)Scilab

11 … quella strana notte del 31 gennaio 2007 La riduzione del dato grezzo a dato scientifico si compone di 5 fasi: BIAS FLAT FIELD Calibrazione della lunghezza dondalunghezza donda Calibrazione del flussoflusso Sottrazione del cieloSottrazione

12 … quella strana notte del 31 gennaio 2007 Il BIAS è limmagine ripresa dal CCD al buio con tempo di posa tendente a zero In esso si riscontrano delle disomogeneità dovute a: 1)ogni sensore è leggermente diverso dallaltro. 2) il materiale semiconduttore non è allo zero assoluto Si crea un rumore di fondo che va determinato, normalizzato e minimizzato per: 1)migliorare la precisione delle misure 2)determinabile la magnitudine massima fotografabile. con laumentare del tempo di esposizione lintensità del segnale migliora in modo direttamente proporzionale al tempo ed il rumore aumenta come la radice quadrata

13 … quella strana notte del 31 gennaio 2007 Il FLAT FIELD è limmagine ripresa dal CCD con il sensore completamente illuminato I pixel dello stesso CCD non sono tutti uguali. Ciò provoca una differente sensibilità dei pixel, ovvero differenti reazioni al medesimo stimolo luminoso a parità di radiazione incidente, zone diverse del sensore danno output diversi Queste fluttuazioni vanno corrette e normalizzate

14 … quella strana notte del 31 gennaio 2007 Il CCD restituisce immagini di spettri inserite in un reticolo pixel per pixel Per poter utilizzare lo spettro è necessario avere in ascissa la lunghezza donda Per far questo prima di procedere con la spettroscopia della stella si esegue quella di una lampada al Fe Ar. Lo spettro di tale lampada è noto Confrontando lo spettro della lampada in A per pixel con quello pixel per pixel si ottiene il fattore di conversione da pixel ad A che poi va applicato agli spettri stellari misurati

15 … quella strana notte del 31 gennaio 2007 Uno spettro vero e proprio è un grafico in cui compare il flusso in funzione della lunghezza donda Per poter utilizzare lo spettro è necessario avere in ascissa la lunghezza donda Per fare ciò si è utilizzata una stella si confronto di flusso noto, e lo si è confrontato con quello della stella di cui si voleva ricavare lo spettro.

16 … quella strana notte del 31 gennaio 2007 Il cielo notturno ha una sua luminosità intrinseca alla quale si sommano la luce lunare e linquinamento luminoso delle luci delle città Il CCD riceve quindi, oltre alla radiazione emessa dalla stella anche quella emessa dal cielo e nello spettro compaiono righe di emissione che non riguardano la stella studiata Si punta il CCD verso una zona buia del cielo e si sottrae lo spettro del cielo da quello della stella studiata.

17 … quella strana notte del 31 gennaio 2007 Per rendere omogenee le due serie di dati (per quanto riguarda la notazione delle ascisse – la lunghezza donda - ) si sono seguiti i seguenti passaggi: I) Una volta procuratosi uno degli spettri dellarchivio si dividono - tramite un apposito software - le singole intensità dello spettro per se stesse. Si ottiene, così facendo, uno spettro che - per ogni lunghezza donda - ha intensità pari a 1. II) Si moltiplica ciascuna serie di dati ottenuta per via sperimentale (spettri osservati) per lo spettro del database così modificato. In conclusione si riesce così ad avere lo stesso spettro osservato ma ora recante in ascissa una scala paragonabile con quella del database.

18 Calcola la distanza euclidea punto per punto tra lo spettro da analizzare e ogni spettro campione della libreria. Viene quindi ricavata la media delle distanze così calcolate. La classe spettrale (proposta) è quella del campione che in media dista di meno dallo spettro analizzato Utilizzando poi il pacchetto nfit1d di stsdas la classificazione spettrale è stata confrontata con delle temperature di black body (interpolazione con una planckiana) Scilab

19 Dagli Spettri alla Classe StellaClassificazione Temperatura stimata dal fit col black-body (°K) 1K0 V5500 3B3 III K4 III B F A6 V A1 V F A Nella tabella seguente sono riportate le temperature ricavate per ciascuna delle nove stelle. In corrispondenza di ogni stella è notificata anche la classe spettrale. Le caselle ombreggiate sono quelle relative alle stelle la cui classificazione non è stata considerata attendibile. Si sono infatti verificate delle discrepanze tra la temperatura ottenuta con il confronto tra classi spettrali e quella effettuata tramite fit di corpo nero (inizialmente lerrore era stato attribuito ad un valore scorretto di reddening).

20 1K0 V5500 3B3 III K4 III B F A6 V A1 V F A612300

21 … finalmente! Le stelle No. 42, 58 e 83 hanno probabilità nulla di appartenere allammasso (secondo il lavoro di Sung e al.). Per gli oggetti No. 3, 4, 5 si è proceduto a un confronto con il gruppo che studiava la relazione tra larghezza equivalente e indice B-V concludendo che si trattasse di stelle giganti. Per loggetto No. 5 la libreria di Jacoby e al. Forniva lo spettro campione solo di una stella di classe V (classificazione non attendibile). Per gli oggetti No. 3 e 4 la libreria forniva solo spettri di classe III e V (si è comunque proceduto al confronto). Le stelle No. 1, 46, 53 sono nane (e la classificazione sembra essere attendibile). Per quanto riguarda le temperature (tralasciando le classificazione dubbie): I. Le temperature ottenute rispecchiano in buona approssimazione quelle riportate in letteratura per queste classi spettrali II. Uneccezione è loggetto No. 4 : K (temperatura eccessiva per una K4 III) III. Si segnala che per tutti gli oggetti le temperature ottenute attraverso il fit di corpo nero sono sempre leggermente superiori a quelle che si trovano in letteratura.

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27 Thanks to: Bibliografia: Jacoby, G. H., Hunter, D. A., Christian, C. A., 1984, Astrophysical Journal Supplement Series, 56, 257 Sung, H. e Lee, S.-W., 1992, The Journal of The Corean Astronomical Society, 25, 91


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