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La Scala delle distanze III Ovvero: come arrivare lontano.

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Presentazione sul tema: "La Scala delle distanze III Ovvero: come arrivare lontano."— Transcript della presentazione:

1 La Scala delle distanze III Ovvero: come arrivare lontano

2 La strada per arrivare lontano

3 Nebulose Planetarie

4 Sono oggetti brillanti e inoltre eccitando gli inviluppi danno luogo ad intense righe di emissione si vedono perciò con dei filtri interferenziali Il 15% dellemissione di questi oggetti è la riga a =5007 Å dell[OIII] Le nebulose planetarie si trovano in tutte le galassie, osservando con filtri interferenziali si elimina il problema della luce di fondo. Ci possono essere anche centinaia di Planetarie in una galassia

5 Nebulose Planetarie Si studia la funzione di luminosità delle Nebulose Planetarie M = -2.5 log F 5007 – M * è la magnitudine assoluta delle PN più luminose M * = PN in M31

6 Funzione di luminosità delle Nebulose Planetarie

7 A magnitudini brillanti questa funzione è troncata La probabilità di trovare una PN entro una galassia dovrebbe essere proporzionale alla brillanza superficiale della galassia in quella data posizione. Si possono confondere con regioni HII giganti Funzione di Luminosità delle Nebulose Planetarie

8 NGC 5128

9 La strada per arrivare lontano

10 Fluttuazioni di Brillanza Superficiale (SBF)

11 Il flusso caratteristico di una popolazione stellare sarà il flusso medio per pixel (legato a, brillanza superficiale) Il numero di stelle aumenta con la distanza al quadrato N d 2 Mentre il flusso diminuisce con la distanza al quadrato f d -2 = flusso medio con varianza La varianza va come d -2 e rms come d -1

12 Fluttuazioni di Brillanza Superficiale (SBF) La galassia 2 volte più lontana appare 2 volte più smussata della galassia vicina Luminosità media Rapporto tra 2 0 momento e 1 0 momento n i è il numero di stelle di luminosità L i che ci si aspetta tale numero è quello delle stelle giganti rosse

13 Fluttuazioni di Brillanza Superficiale (SBF) 2 aspetti 1) misura di un flusso di fluttuazione 2) Conversione ad una distanza assumendo una luminosità di fluttuazione Per una Popolazione II le fluttuazioni di magnitudine sono: M B =+2.5 mag M V =+1 mag M R =0 M I =-1.5

14 Fluttuazioni di Brillanza Superficiale (SBF) a) metodo applicabile a galassie prive di polvere b) osservazioni profonde per avere alto rapporto S/N c) banda I poiché cè meno assorbimento d) Il punto zero si ottiene da modelli teorici sulle popolazioni stellari, dagli ammassi globulari o dalle galassie del gruppo Locale

15 Fluttuazioni di Brillanza Superficiale (SBF) Passare dal regime in cui si è dominati da una statistica di photon-counting a quella dove si è dominati da una statistica star-counting. Si misurano il flusso medio e una varianza media in alcune regioni e dal loro rapporto si ha il flusso delle fluttuazioni f complicazioni 1) statistica di Poisson del numero di stelle presenti 2) psf degrada limmagine

16 Fluttuazioni di Brillanza Superficiale (SBF) 3) Oscuramento da polvere 4) Ogni pixel non è esattamente indipendente da quello adiacente La varianza si misura dallo spettro di potenza di Fourier dopo avere sottratto un fit smussato dellimmagine.

17 Fluttuazioni di Brillanza Superficiale (SBF) Rumore bianco Spettro di potenza della psf Da 64 a 128 pixelsDa 128 a 256 pixels Da 256 a 400 pixels

18 Fluttuazioni di Brillanza Superficiale (SBF) P 1 è lo spettro bianco del rumore dovuto ai raggi cosmici e a photon counting ed è una costante P 0 xE(k) è lo spettro di potenza della psf in fotoni rivelati P 0 =P flut +P Sorgenti puntiformi Fluttuazioni

19 Fluttuazioni di Brillanza Superficiale (SBF) Il limite fotometrico fondamentale dipende dalla brillanza superficiale della galassia µ Rivelazione delle sorgenti puntiformi FWHM di psf

20 Fluttuazioni di Brillanza Superficiale (SBF) m lim

21 Fluttuazioni di Brillanza Superficiale (SBF) Nota la magnitudine apparente della fluttuazione si calibra come al solito utilizzando le galassie vicine

22 La strada per arrivare lontano

23 D n - Luso delle galassie ellittiche come indicatori di distanza si inizia ad intravedere quando nel 1976 Faber & Jackson trovarono che esisteva una relazione tra la luminosità L e la dispersione di velocità per le galassie ellittiche L 4 Negli anni seguenti divenne evidente pero che esisteva un altro parametro che doveva essere inserito e questo parametro è il diametro D n D n ==>diametro che racchiude una luminosità blu media di mag/arcsec 2

24 D n - In realtà la migliore descrizione delle galassie ellittiche si ha con il PIANO FONDAMENTALE Il Piano Fondamentale lega tra loro e quantità che sono L - log R e - log Luminosità Raggio effettivo Dispersione di velocità

25 D n - La relazione di Faber-Jackson è semplicemente una delle 3 proiezioni del piano fondamentale. 1) le galassie ellittiche possono essere anche molto lontane 2) sono in ammassi (ridotto effetto Malmquist) 3) una unica popolazione stellare vecchia Cè un 23% di scatter ad un dato per D n

26 The FP of Low z Radio Galaxies Radio quiet Es JFK96 Sample A 72 radio galaxies (z<0.2) The largest sample available log R e = 1.242log Bettoni et al. (2001)

27 D n -

28 1) tutte le dispersioni di velocità devono essere corrette ad una unica apertura equivalente 2) magnitudine corretta per assorbimento galattico 3) correzione K che aumenta con la distanza per ultimo le galassie deboli e più piccole vengono eliminate poiché non formano un campione omogeneo

29 Confronti Per singole galassie

30 Confronti

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32 Lenti Gravitazionali

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35 Vera posizione della sorgente Immagine 1 Immagine 2 Lente gravitazionale 1 2 Osservatore DsDs DdDd D ds

36 Lenti gravitazionali D d e D s sono le distanze angolari dalla lente e dalla sorgente e D ds è la distanza angolare della sorgente dalla lente. (s) è il potenziale gravitazionale newtoniano stimato lungo la traiettoria i attraversata dalla luce che produce limmagine

37 Lenti gravitazionali Il primo termine nellequazione è il tempo extra impiegato dal segnale per arrivare a noi dovuto alla diversa distanza che la luce deviata gravitazionalmente percorre per arrivare dalla sorgente allosservatore Il secondo termine viene dal fatto che in presenza di un campo gravitazionale in relatività generale si ha una distorsione spazio-temporale che si traduce in un ritardo di tempo

38 Lenti gravitazionali Però D d =z d c/H 0 D s =z s c/H 0 quindi lequazione ha come sola incognita H 0

39 Effetto Sunyaev-Zeldovich I fotoni che passano attraverso un ammasso di galassie sono diffusi per effetto Compton dagli elettroni del gas caldo che pervade il mezzo intracluster e quindi il massimo della curva di corpo nero del fondo cosmico sarà spostato a frequenze più alte e quindi si avrà un deficit a basse frequenze. La forma della distorsione dipende dalla probabilità che un dato fotone sia diffuso per effetto Compton P sz = 1-e -rsz

40 Effetto Sunyaev-Zeldovich dove È la profondità ottica per diffusione mentre il fotone si muove lungo la traiettoria S attraverso lammasso, n e è la densità elettronica nel plasma dellammasso e T è la sezione di diffusione Thompson. Poiché in questa formula non c è la distanza la distorsione del fondo di microonde ci permette di avere un vincolo indipendente dalla distanza sulla distribuzione degli elettroni del mezzo intracluster

41 H0H0 Quale è il valore di H 0 ? H 0 =(65 10) km/sec Mpc E comunque la storia continua ancora……...


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