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Fotometria dell'ammasso aperto NGC 2420 e dellammasso globulare NGC 6229 Elena Boldrin, Davide Bombieri (Liceo Berto, Mogliano Veneto) Luca Ercole (Liceo.

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1 Fotometria dell'ammasso aperto NGC 2420 e dellammasso globulare NGC 6229 Elena Boldrin, Davide Bombieri (Liceo Berto, Mogliano Veneto) Luca Ercole (Liceo Bruno, Mestre)

2 Ammassi stellari Un ammasso stellare è un insieme di stelle nate insieme dalla stessa nebulosa, con la stessa composizione chimica, che sono legate dalla reciproca attrazione gravitazionale.

3 numero di stelle dellordine di stelle giovani, di età anche inferiore a 500 Myr si trovano sul piano galattico o poco distante da esso forma non ben determinata per via dellattrazione gravitazionale poco intensa densità stellare variabile, talvolta comparabile con il fondo stellare numero elevato di stelle, sino a oltre un milione stelle vecchie, di popolazione II sono distribuiti nellalone della galassia, quindi generalmente non sono oscurati da gas e polveri aspetto sferico accentuato a causa della forte gravità densità di stelle molto elevata, soprattutto nella regione centrale (fino a stelle/pc 3 ) Ammasso apertoAmmasso globulare

4 NGC 2420 CostellazioneGemelli Ascensione retta 07 h 38 m 23,9 s Declinazione+21° ClasseI 1 r Dimensione apparente 10' Magnitudine apparente 8,3

5 NGC 2420

6 NGC 6229 Costellazione Ercole Ascensione retta 16 h 46 m 58,9 s Declinazione +47° Classe4 Dimensione apparente 4,5' Magnitudine apparente 9,4

7 NGC 6229

8 La fotometria è stata effettuata sui dati ricavati dal catalogo 6 della SDSS (Sloan Digital Sky Survey), i cui rilevamenti fotometrici sono stati effettuati utilizzando un CCD (Charge Coupled Device) da 120 Mpx del telescopio da 2,5 metri di Apache Point (New Mexico, USA).

9 u3551 Ǻ g4686 Ǻ r6165 Ǻ i7481 Ǻ z8931 Ǻ Abbiamo eseguito la fotometria relativamente alle tre bande fotometriche g, r e i, per poi convertirle nelle bande fotometriche B, V e R del sistema fotometrico di Johnson- Morgan. Lunghezza donda

10 Analisi fotometrica Fotometria dapertura Determinazione del flusso relativamente ad una area circolare centrata su una stella. A questo valore si sottrae lintensità del cielo di fondo ricavato dalla fotometria di un anello circostante la stella. Questo procedimento viene svolto per ogni banda fotometrica considerata.

11 Analisi fotometrica Point Spread Function (PSF) Funzione che descrive la distribuzione media dei fotoni sulla superficie del CCD. Fornisce dunque un modello matematico del profilo di ogni stella, dando unindicazione di come la luce proveniente da essa si disperde.

12 Questa tecnica permette di tener conto del disturbo dovuto alla presenza dellatmosfera terrestre (seeing). Questultima infatti provoca la dispersione dei fotoni provenienti da una sorgente puntiforme su una superficie maggiore, rendendo perciò difficili da distinguere le singole stelle appartenenti a un campo affollato. In tal caso la fotometria dapertura risulta impossibile, perchè non si riesce a definire correttamente lintensità del cielo di fondo né risolvere la sovrapposizione di più stelle.

13 Poiché la dispersione è casuale, ha un andamento di tipo gaussiano, di cui si possono definire il massimo e la full width at half maximum (FWHM). Il primo indica la posizione esatta della stella, mentre la seconda viene utilizzata per definire il limite entro cui si considerano i fotoni ricevuti come effettivamente provenienti da quella stella.

14 Determinazione della magnitudine Costante dipendente dal filtro Magnitudine strumentale Costante applicata da IRAF ai valori della magnitudine Coefficiente di estinzione atmosferica Massa daria Intensità strumentale Intensità luminosa del cielo di fondo Tempo di esposizione Magnitudine strumentale

15 NGC 2420gri m0m0 24,4524,0723,74 k0,140,090,03 x1,06 NGC 6229gri m0m0 24,5824,1223,75 k0,200,110,06 x1,18

16 I valori di magnitudine calibrata sono stati convertiti nel più comune sistema fotometrico UBVRI di Johnson-Morgan secondo le formule di trasformazione di Jordi et al. (2006) [1]

17 correzione dei dati dellindice di colore B-V in base al valore delleccesso di colore (CE) = 0,05 (B-V) = (B-V) 0 + V=V 0 +Rv Rv=3,1 NGC 2420

18 ZAMS La ZAMS (Zero Age Main Sequence) è una curva che può essere elaborata teoricamente a partire da precisi modelli stellari o ricavata sperimentalmente e illustra il diagramma H-R di un ammasso le cui stelle cominciano il bruciamento dellidrogeno nel core. Le stelle più luminose e massive lasciano per prime la MS, seguite in ordine da quelle con luminosità e massa via via minori.

19 Le ZAMS da noi utilizzate, elaborate da Morgan- Johnson nel 1963, sono fra le più comuni (B-V: -0,25 ; 1,30) Altre ZAMS sono quelle di [2] : Schmidt-Kaler (1982), le più complete (B-V: -0,32 ; 1,93) Becker (1971) Eggen (1965) Mermilliod (1981) Turner (1976)

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21 Determinazione della distanza in NGC 2420 Sovrapponendo al diagramma H-R sperimentale la ZAMS, traslata di differenti valori, si osserva quali determinano il fitting migliore con la parte rimasta della MS. In questo modo si ottiene il modulo di distanza (DM), cioè la differenza fra m v e M v, che permette di ricondurre il diagramma a quello in magnitudine assoluta. Dal DM, si ricava la distanza in parsec attraverso la relazione: M–m=5–5Log d

22 Isocrone lIMF (Initial Mass Function), cioè la distribuzione della massa delle stelle. Abbiamo utilizzato una delle più note, elaborata da G. Chabrier (2001) [3] ; la metallicità totale Z; la metallicità [Fe/H], un indicatore della quantità di ferro allinterno di una stella. È definita secondo la seguente equazione: [Fe/H] = Log 10 ( (Fe/H) / (Fe/H) ʘ ) Sono curve tipiche che mostrano landamento evolutivo temporale di stelle di diversa massa iniziale al variare di alcuni parametri. Sovrapposte al diagramma H-R di un ammasso permettono di determinarne letà. Vengono calcolate a partire da modelli stellari che utilizzano diversi parametri, tra i quali: I valori calcolati possono essere corretti per lestinzione interstellare, un fenomeno di indebolimento della radiazione luminosa causato dalla presenza di gas e polveri nel mezzo interstellare.

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25 Determinazione delletà in NGC 2420 Per ricavare letà dellammasso, abbiamo sovrapposto al grafico in magnitudine assoluta le isocrone di varia metallicità e visto quale di esse vi si adattava meglio. Abbiamo trovato il miglior fitting per Z=0,01, in sostanziale accordo con i dati presenti in letteratura.

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27 NGC 2420 D=4,6 kpc Età stimata=1,4 Gyr I valori trovati non corrispondono a quella riportati nella più recente letteratura. Nel corso degli anni, gli studi che si sono susseguiti hanno determinato valori di distanza ed età anche significativamente diversi, e questo per le caratteristiche peculiari dellammasso. Nello studio effettuato probabilmente è stato commesso un errore sistematico nellelaborazione della fotometria, che trasla di circa -0,15 i valori di B-V, per cui le ZAMS fittate corrispondono ad un DM maggiore, aumentando di conseguenza la distanza stimata e diminuendo letà stimata attraverso il fitting delle isocrone.

28 NGC 6229 Non abbiamo effettuato correzioni dellindice di colore, in quanto: =0,01 quindi larrossamento è, per noi, trascurabile

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30 Determinazione della distanza in NGC 6229 Un metodo affidabile per determinare la distanza di un ammasso globulare è basato sul valore di magnitudine visuale del ramo orizzontale. Infatti in esso, nella zona compresa fra gli indici di colore 0,2 e 0,4 (striscia di instabilità), sono presenti solo stelle variabili pulsanti. La magnitudine assoluta di questo tipo di stelle è legata al periodo di pulsazione, ed è stimata a un valore di M V =0,60±0,12 [3] con [Fe/H]=-1,5 dex sottraendo questo dato alla magnitudine visuale, si ottiene il modulo di distanza (DM), da cui si ricava la distanza in parsec con la già citata relazione: M–m=5–5Log d

31 Calcolo del DM attraverso il confronto con le stelle variabili del ramo orizzontale RR-Lyrae B-V (instability strip) = 0,2 - 0,4 dalla letteratura Mv (RR Lyrae) = 0,60 ± 0,12 da dati sperimentali, m(HB) m (RR Lyrae)= +18,1 per cui DM=Mv-V= 0,60-18,10= -17,50 e quindi D= 31,6 kpc

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34 Determinazione delletà in NGC 6229 Abbiamo deciso di utilizzare in questo caso due metodi: una volta riportato il CMD in magnitudine assoluta, sono state fittate sul grafico delle isocrone a differenti età, scegliendo la più adatta; inoltre, si può avere unindicazione approssimativa delletà anche in base alla differenza di magnitudine fra il ramo orizzontale (HB) e il turn-off (TO), con la seguente relazione (metodo verticale) [4] : ΔV=MV(TO)-MV(HB) da cui si ricava letà in Gyr (t 9 ) dellammasso: Log t 9 =0,37ΔV-0,03

35 Distanza calcolata: D= 31,6 kpc Età stimata: fitting delle isocrone età =12,6 Gyr distanza tra HB e TO (metodo verticale) ΔV = 3,2 età=14,2 Gyr NGC 6229

36 Bibliografia [3] GALACTIC STELLAR AND SUBSTELLAR INITIAL MASS FUNCTION Chabrier, Gilles (2003). PASP 115: 76 [2] Johnson H. L Basic Astronomical Data Ed. K. AA. Strand Chicago Johnson H. L Annual Review Astronomy & Astrophysics 4, 193 Schmidt - Kaler 1982 Landolt - Bornstein Vol2b Group IV - Spriger Verlag Eggen O.J Annual Review Astronomy & Astrophysics 3, 235 UP Becker W Astronomy & Astrophysics Suppl. 4, 241 Turner D.G Astronomical Journal 81, 97 Mermilliod J.C Astronomy & Astrophysics 97, 235 [1] EMPIRICAL COLOR TRANSFORMATIONS BETWEEN SDSS PHOTOMETRY AND OTHER PHOTOMETRIC SYSTEMS K. Jordi, E.K. Grebel, and K. Ammon Astronomy & Astrophysics manuscript no February 5, 2008 [4] THE AGE OF GLOBULAR CLUSTERS AND THE SANDAGE PERIOD-SHIFT EFFECT R. Buonanno, C.E. Corsi, F Fusi Pecci Astronomy and Astrophysics, 216, (1989)


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