La presentazione è in caricamento. Aspetta per favore

La presentazione è in caricamento. Aspetta per favore

1 Fotometria superficiale delle galassie Enrico Maria Corsini Dipartimento di Astronomia Università di Padova Lezioni del corso di Astrofisica I V.O. A.A.

Presentazioni simili


Presentazione sul tema: "1 Fotometria superficiale delle galassie Enrico Maria Corsini Dipartimento di Astronomia Università di Padova Lezioni del corso di Astrofisica I V.O. A.A."— Transcript della presentazione:

1 1 Fotometria superficiale delle galassie Enrico Maria Corsini Dipartimento di Astronomia Università di Padova Lezioni del corso di Astrofisica I V.O. A.A

2 2 Sommario SB, isofote, luminosità, magnitudini, raggi Profili radiali di SB Forma delle isofote Profili fotometrici delle galassie ellittiche e dei bulge Profili fotometrici dei dischi Decomposizioni fotometriche

3 3 Per ciascun punto di una sorgente luminosa estesa si definisce come brillanza superficiale = I = F/ è la SB in unità lineari (e.g. L pc -2 ) = -2.5 log I + costante è la SB in unità di magnitudine (i.e. mag arcsec -2 ) [ B =25 significa SB = 25 mag arcsec -2 in banda B] flusso angolo solido unitario Brillanza superficiale

4 4 F L / 4 D 2 L A / D 2 4 A la SB non dipende dalla distanza (nelluniverso locale): A,L D I = = = F = flusso misurato dallosservatore L = luminosità della sorgente A = area della sorgente D = distanza dallosservatore = angolo solido sotteso dalla sorgente F

5 5 Unisofota unisce tutti i punti con la stessa SB 1 N E B =16.78 B = NGC 1291 ha due barre Isofote

6 6 SB residua (=la galassia si estende oltre i limiti dellimmagine) Falsi colori (=isofote)

7 7 Il diametro isofotale è il diametro a cui viene raggiunto un particulare livello di SB N E 1 For NGC 1291 D 25 =10= 6.4 kpc In RC3 D 25 è il diametro dellisofota a cui B =25 mag arcsec -2 (dopo aver corretto per inclinazione ed estinzione) D n è il diametro dellisofota entro cui =20.75 mag arcsec -2

8 8 Se I(r, ) è la SB in P(r, ) allora la luminosità totale L T è: Se le isofote sono circolari L T è: La magnitudine totale m T è: Luminosità e magnitudine totale

9 9 P (r, ) I (r, ) x y r dA = 2 r dr dL = I dA = 2 I r dr L = I dA = 2 I r dr dA=r dr d dL = I dA = I r dr d L = I dA = I r dr d P(r) I (r) r

10 10 Il raggio equivalente r* di una isofota di area A è: La luminosità integrata L(r*) entro r* è: La luminosità integrata relativa k(r*) entro r* è: Il raggio efficace r e corresponde a: k(r e )=1/2 Raggio equivalente ed efficace

11 11 A = r* 2 r* A A = ab b a r* A = r* 2 r*= ab r*= A/

12 12 Descrivono landamento della SB in funzione della distanza dal centro Profili radiali di brillanza superficiale

13 13 I profili foldati sono ottenuti come: I(|X|)= I(X)+I(-X) 2 1. profilo foldato lungo la barra principale 2. profilo foldato lungo la barra secondaria

14 14 profilo radiale di SB di NGC 1291 in funzione di r* il profilo radiale di SB in funzione di r* descrive la distribuzione di luce di una galassia nel suo complesso

15 15 raggio efficace: r e =1.54 k(r e )=0.5 sky =22.7 k(r e )=0.5 SB efficace: e =22.54 k=k( ) k=k(r*) I /I sky =0.05

16 16 Brillanza superficiale del cielo

17 17 La luminosità integrata ridotta J è: J=J( *) dove J=I/I e e *=r/r e La luminosità integrata normalizzata m ( *) è: m ( *) = m( *)-m T = -2.5 log L ( *)/L T Luminosità integrata ridotta e normalizzata

18 18 ellittica spirale

19 19

20 20

21 21 In genere le isofote hanno forma ellittica isofota ellisse interpolata Forma delle isofote

22 22

23 23 (x 0,y 0 ) E Ogni isofota è definita da: livello della SB: coordinate del centro: x 0,y 0 lunghezza dei semiassi: a,b PA del semiasse maggiore: PA PA N NGC 4278 PA twist

24 24 x0x0 y0y0 e=1-b/a PA

25 25 PA e=1-b/a

26 26 Il twist delle isofote è una prova della triassialità delle galassie ellittiche.

27 27 R P(x,y) P(R, ) a b x y

28 28 isofota R iso ( ) ellisse interpolante R ell ( ) A volte le isofote non sono perfettamente ellittiche A n e B n descrivono le deviazioni dalla forma ellittica delle isofote

29 29 X0X0 0Y00Y0 PA e dev. simm. asse X boxy/disky dev. simm. asse Y

30 30

31 31

32 32 disky a 4 >0 boxy a 4 <0 NGC 5322 NGC 4660

33 33 NGC 4660 disky a 4 >0

34 34 NGC 4365 boxy a 4 <0

35 35 boxy disky rotazione pressione gr. alto gr. basso brillanti deboli ellitticità

36 36 sferoide disco senza barra barra Estende lo schema di Hubble introducendo il concetto di galassia disky/boxy nella sequenza delle ellittiche boxy disky disco Classificazione di Kormendy e Bender

37 37 Decomposizioni fotometriche Permettono di derivare la distribuzione di luce delle componenti di una galassia: I obs (r) = I bulge (r)+I disk (r)+ … Consideriamo solo decomposizioni parametriche: I bulge (r) e I disk (r) sono descritti da leggi parametriche le ellitticità delle isofote di bulge e disco sono costanti Le decomposizioni fotometriche possono essere basate su: un solo profilo radiale di SB (e.g. in funzione di r*) più di un profilo radiale di SB (e.g. assi maggiore e minore) la SB dellintera immagine

38 38 Legge di de Vaucouleurs (o r 1/4 ) Descrive il profilo radiale di SB delle galassie ellittiche e dei bulge delle galassie a disco È una retta nel piano r 1/4 - I e (o e ) = SB efficace r e = raggio efficace

39 39 1 r I 10 6 e =22.25 raggio efficace: r e =56.6 sky=22.7 SB efficace: 22

40 40 Legge di Hubble I 0 = SB centrale r 0 = raggio di scala È la prima legge parametrica adottata per descrivere il profilo di SB delle galassie ellittiche

41 41 Confronto tra la legge di Hubble e la legge r 1/4 Legge di Hubble modificata

42 42 Le regioni esterne sono più brillanti del valore estrapolato per la legge r 1/4 ( alone luminoso che contribuisce l8% della luminosità totale). M87 mostra deviazioni dalla legge r 1/4 a grandi distanze dal centro Deviazioni dalla legge r 1/4 a grandi raggi

43 43 T1: nessun compagno ( nessuna deviazione) T2: compagni distanti/deboli ( piccole devizioni) T3: compagni vicini/brillanti ( grandi deviazioni) Correlazione tra le deviazioni a grandi raggi dalla legge r 1/4 e la presenza di galassie compagne

44 44 sky Nelle regioni esterne vi è un crollo della SB ( raggio mareale).

45 45 Legge di Oemler I 0 = SB centrale r 0 = raggio di scala R t = raggio mareale (R t legge di Hubble) Parametrizza il crollo della SB osservato in alcune delle galassie ellittiche e cD al centro degli ammassi

46 46 Non tutte le galassie cD mostrano un difetto di luce rispetto alla legge r 1/4 (=cannibalismo)

47 47 Leffetto del seeing è quello di smussare il profilo centrale di SB (=core) Risoluzione spaziale tipica per osservazioni da terra 1. V 1 Deviazioni dalla legge r 1/4 a piccoli raggi

48 48 HST produce immagini diffraction-limited che non sono affette dal seeing. La risoluzione spaziale è 0.1. Questo appiattimento del profilo di SB non è dovuto al seeing o alla PSF

49 49 Legge di Nuker r b = raggio di break (cambiamento di pendenza) I b = SB a r b per r r b pendenza - = curvatura massima Descrive il profilo radiale di SB delle galassie ellittiche nelle loro regioni centrali

50 50 Profili a tratto costante (core profiles) Profili a legge di potenza (power-law profiles) r b = break radius IbIb r -

51 51 CORES SLOW ROT

52 52 CORES BOXY

53 53 E con profili power-law: più piccole più deboli isofote disky sostenute dalla rotazione E con profili core: più grandi più brillanti isofote boxy sostenute dalla pressione

54 54 Legge di King K = SB di scala r c = raggio di core r t = raggio mareale Descrive il profilo radiale di SB delle galassie ellittiche (nane) e degli ammassi globulari È lunica legge parametrica con una base teorica (vale per sistema stellari sferici e isotropi)

55 55 C = log (r t /r c ) = parametro di concentrazione c

56 56 Confronto tra la legge di King e la legge r 1/4 King De Vaucouleurs

57 57 La legge di King applicata al profilo di SB della E1 NGC 3379

58 58 Legge esponenziale (o di Freeman) Descrive il profilo radiale di SB dei dischi È una retta nel piano r- I 0 (o 0 ) = SB centrale h = raggio di scala

59 59 SB centrale: 0 =21.9 raggio di scala: h =43.0 sky (h)=

60 60 Legge di Freeman 0,B = Tutti i dischi hanno la stessa SB centrale S0 Sa Sb Sc Sd Sm Im

61 61 dischi nucleari dischi in E dischi in HSB dischi in LSB 10 I 10 4 h 10 4 La legge di Freeman è solo un effetto di selezione! I dischi con 0,B > sono LSB

62 62 Decomposizioni parametriche 1-D Assumono: I obs (r) = I bulge (r)+I disk (r) I bulge (r) e I disk (r) sono descritti da leggi parametriche (le ellitticità delle isofote di bulge e disco sono costanti) Si basano sul profilo radiale di SB estratto lungo un particolare asse (e.g. asse maggiore) mediato sulle isofote (i.e. in funzione di r*) (mediato su sectori)

63 63 disco esponenziale bulge r 1/4 bulge+disco dati

64 64 A volte un modello con un bulge r 1/4 bulge+disco esponenziale è una buona descrizione delle osservazioni B/D=0.28 B/T=0.22 B/D=1.51 B/T=0.60 B = bulge, D = disco, B+D = T = totale

65 65 Altre volte un modello con un bulge r 1/4 bulge+disco esponenziale è una cattiva descrizione delle osservazioni disco non esponenziale ( nuova legge) eccesso di luce ( nuova componente)

66 66 Legge di Sersic (o r 1/n ) I e (o e ) = SB efficace r e = raggio efficace n=1 esponenziale, …, n=4 de Vaucouleurs Descrive il profilo radiale di SB dei bulge

67 67 bulge r 1/4 ( accrescimento) spirali Sa spirali Sc bulge esponenz. ( barra)

68 68 Legge esponenziale di tipo II I dischi esponenziali sono detti di tipo I I profili esponenziali di tipo II descrivono la SB dei dischi con un buco centrale I 0 = SB centrale h = raggio di scala r c = raggio di cut-off (r>>r c legge esponenziale)

69 69 disco di tipo II disco di tipo I bulge r 1/4

70 70 Barre, lenti, anelli Possiamo aggiungere altre componenti (e.g. barre, lenti, anelli) purché I oss (r)=I bulge (r)+I disk (r)+I bar (r)+I lens (r)+I ring (r)+…

71 71 NGC 7013 modello=bulge+disco+ anello+lente disco esponenziale bulge r 1/n dati anello lente

72 72 Decomposizioni parametriche a più assi Assumono: I obs (r) = I bulge (r)+I disk (r) I bulge (r) e I disk (r) sono descritti da leggi parametriche (le ellitticità delle isofote di bulge e disco sono costanti) Si basano su profili radiali di SB estratti lungo più assi (e.g. assi maggiore e minore) Permettono di derivare lelliticità del bulge (= schiacciamento apparente) e del disco (= inclinazione)

73 73 NGC 2967 NGC 3053 h min h max h min < h max r =20.7 r =21.2 major axis minor axis

74 74 h min /h max =0.96 i=16° h min /h max =0.41 i=66° NGC 2967 NGC 3053

75 75 Nonostante le isofote del bulge e del disco siano ellittiche la loro somma non lo è

76 76 Decomposizioni parametriche 2-D Assumono: I obs (x,y) = I bulge (x,y)+I disk (x,y) I bulge (x,y) e I disk (x,y) sono descritti da leggi parametriche le ellitticità delle isofote di bulge e disco sono costanti Permettono di derivare lelliticità del bulge (= schiacciamento apparente) e del disco (= inclinazione) Permettono di derivare langolo di posizione del bulge e del disco (=triassialità)

77 77 dati dati-modello=residui

78 78

79 79

80 80

81 81

82 82 B/D correla con il tipo di Hubble La forte dispersione dei punti suggerisce che le altre componenti (e.g. barre) non sono correlate al tipo di Hubble T= Tipo Morf. =S0 Sa Sb Sc Sd Sm

83 83 no gas molto gas D/B >10 Classificazione morfologica di van der Bergh Morfologia quantitativa

84 84 In passato è stata trovata una relazione tra M BH -L bulge e più recentemente tra M BH - bulge Esprimono una correlazione tra M BH -M bulge M BH -L bulge ha una dispersione maggiore di M BH - bulge Decomposizioni 2-D: M BH -L bulge

85 85 La dispersione della relazione M BH -L bulge migliora se: dalla banda B si passa a K da decomposizioni 1-D si passa a 2-D

86 86 a 4 >0 è indicativo della presenza di un disco alcuni di questi dischi hanno h pc Decomposizioni 2-D: Dischi nucleari

87 87 sottraggo dischi esponenziali con diversi I 0, h, e b/a (=i) fino ad ottenere isofote residue perfettamente ellittiche a 4 =0

88 88 Prima della sottrazione (a 4 >0; a 6 >0) Dopo la sottrazione (a 4 =0; a 6 =0)

89 89 Prima della sottrazione (a 4 >0; a 6 >0) Dopo la sottrazione (a 4 =0; a 6 =0)

90 90 L disk = L sun derivo il profilo di SB del disco nucleare

91 91 cDEdEdSphS0 MBMB -22 – – – – – -22 M(M )10 13 – – – – – B D 25 (kpc)300 – – 2001 – – – 100 (M /L )>10010 – – …0.88…… (mag arcsec -2 ) …………21.5 Caratteristiche di E e S0

92 92 SaSbScSdIm/Ir MBMB -17 – – – – -18 M(M )10 9 – – – B D 25 (kpc)5 – – 50 (M /L ) (mag arcsec -2 ) Caratteristiche di S e Irr

93 93

94 94


Scaricare ppt "1 Fotometria superficiale delle galassie Enrico Maria Corsini Dipartimento di Astronomia Università di Padova Lezioni del corso di Astrofisica I V.O. A.A."

Presentazioni simili


Annunci Google