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Analisi dello spettro elettromagnetico ricavato dallosservazione spettroscopica e fotometrica di una galassia a spirale (NGC234) ed unellittica.

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5 Analisi dello spettro elettromagnetico ricavato dallosservazione spettroscopica e fotometrica di una galassia a spirale (NGC234) ed unellittica (NGC2518) Analisi dello spettro elettromagnetico ricavato dallosservazione spettroscopica e fotometrica di una galassia a spirale (NGC234) ed unellittica (NGC2518) Ricostruzione dello stesso e studio popolazione stellare Ricostruzione dello stesso e studio popolazione stellare Ricostruzione della Spectral Energy Distribution (SED) grazie allanalisi dei flussi relativi alle varie bande fotometriche Ricostruzione della Spectral Energy Distribution (SED) grazie allanalisi dei flussi relativi alle varie bande fotometriche

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8 INTRODUZIONE SCIENTIFICA STUDIO GALASSIE LUCE ONDA SPETTRO ELETTROMAGNETICO SPETTROSCOPIO FOTONE SPECTRAL ENERGY DISTRIBUTION CCD NATURA DUALE RED SHIFT POPOLAZIONI STELLARI FLUSSO LUMINOSO

9 Acquisizione dati dal Sloan Digital Sky Survey Proprietà fisiche delle galassie Normalizzazione degli spettri Individuazione delle popolazioni stellari Ricostruzione della Spectral Energy Distribution (SED)

10 Δλ [Å]z Velocità [km/s] Distanza [Mpc] NGC234740, ,92265,24 NGC , ,06577,82 RED SHIFT: z = Δλ / λ VELOCITA DI RECESSIONE v = c × z DISTANZA: d= V / H 0 Calcolo di Δλ, Z, Velocità di recessione e distanza LEGGE DI HUBBLE H 0 = 70 km s -1 Mpc -1

11 Calcolo intensità media nellintervallo Δλ intorno a 5500 Å Divisione della funzione spettro per il valore medio sopra calcolato Traslazione dello spettro a z = 0 Spettro confrontabile con spettri di stelle appartenenti a classi spettrali note

12 Ricostruzione dello spettro, tramite la somma di tre classi spettrali in percentuale Selezione delle classi spettrali: stelle vecchie, medie, giovani Individuazione delle percentuali di luce prodotte rispettivamente dalle tre classi secondo lequazione: I = a×x+b×t+c×z dove a+b+c =1 Spettro ricostruito

13 Risultato della sintesi di popolazione stellare O9 YOUNG A5 MIDDLE K5 OLD

14 Risultato della sintesi di popolazione stellare O9. 5 YOUNG A7 MIDDLE K5 OLD

15 La galassia a spirale NGC234 ha una velocità di recessione minore della galassia ellittica NGC2518 e quindi è più vicina, mentre la galassia ellittica, avendo velocità maggiore è più distante Una maggiore percentuale di luce viene prodotta dalle stelle giovani nella galassia a spirale rispetto a quella ellittica (15% per NGC234 contro 3% per NGC2518) Diversità della popolazione stellare delle due galassie:la galassia a spirale comprende una percentuale maggiore di stelle giovani e calde, in gran parte localizzate nei bracci; al contrario la galassia ellittica mostra una quasi totalità di stelle vecchie e fredde. Nella galassia a spirale sono ancora presenti fenomeni di formazione stellare (concentrata nei bracci di spirale), mentre in una ellittica gli stessi si sono verificati in un unico macro-evento iniziale Le stelle giovani risultano in netta inferiorità, dal momento che producono una quantità di luce di gran lunga maggiore rispetto alle stelle vecchie Nella ricostruzione dello spettro sono state escluse le stelle che non appartengono alla sequenza principale (MS)

16 Intensità in funzione della lunghezza donda BandaugrizJHK [Å] Stima del raggio galattico per mezzo dellanalisi dellincremento del numero di fotoni. Conteggio dei fotoni nelle varie bande fotometriche. La galassia NGC234 osservata in 8 bande fotometriche diverse dal visibile al vicino infrarosso (ugriz + JHK).

17 LEGENDA S = flusso I cts = n o fotoni t exp = tempo di esposizione m 0 = punto-zero k = coefficiente che indica a quanto ammonta lestinzione atmosferica ad una certa x = massa daria = 1/ cos z z = distanza zenitale in gradi [o] Calcolo del flusso totale in ogni banda fotometrica con lequazione: S = I cts /t exp ×10 0,4(-m 0 + kx) × / 2 (erg cm -2 s -1 Å -1 )

18 SED ricostruita per NGC234

19 SED ricostruita per NGC2518

20 A parità di lunghezza donda le due funzioni assumono lo stesso valore con un lieve margine di approssimazione

21 Introduzione di un parametro m 0 caratteristico per ogni banda e del prodotto dei parametri k e x (vedi legenda) ottenuti sperimentalmente, si perviene alla magnitudine reale espressa dallequazione di Pogson: m= m0 –2,5×log(I) – k×x LEGENDA k = coefficiente che indica a quanto ammonta lestinzione atmosferica ad una certa x = massa daria = 1/ cos z La magnitudine strumentale è legata allintensità secondo una relazione logaritmica.

22 ugriz NGC23414,3113,0612,4212,0411,82 NGC251815,5813,7912,8912,4412,12 JHK NGC23414,2613,9713,46 NGC251814,8114,2914,05 Le magnitudini in banda z di entrambe le galassie hanno il valore più basso Si ha una maggiore quantità di luce e quindi di fotoni nellintervallo di lunghezza donda che ha valore medio 8931 Å. Nella banda u si ha la magnitudine con valore più alto, corrispondente a una minore quantità di luce prodotta in quel intervallo (valore medio 3551 Å). A queste lunghezze donda emettono soprattutto stelle giovani e calde, che contribuiscono in piccola percentuale alla luce delle due galassie.

23 Università di Padova e Dipartimento di astronomia per questa grande opportunità di approfondire al meglio lastronomia e scoprire il mondo della ricerca. Stefano Ciroi e Francesco Di Mille per il fondamentale aiuto durante la realizzazione della nostra esperienza ad Asiago. Prof. Bonaldo e prof. Macchietto per il sostegno durante lintera durata del corso. Fabio Matteo Mattia Andrea


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