Fotometria di ammassi globulari

Presentazione sul tema: "Fotometria di ammassi globulari"— Transcript della presentazione:

1 Fotometria di ammassi globulari
De Martin Chiara, De Salvia Luca, Libanore Sarah, Vianello Giampaolo Asiago, 6 – 9 Febbraio 2013

2 L’ammasso globulare Un ammasso globulare è un insieme di stelle, nate dalla stessa nube di polveri e gas e legate fra di loro da interazioni gravitazionali. La loro nascita comune rende possibile la loro analisi indipendentemente dalla loro distanza.

3 Si distinguono da quelli aperti per la differente natura del diagramma HR: infatti le stelle non si trovano solo lungo la Main Sequence ma anche in altre regioni del diagramma a seconda della loro fase evolutiva.

4 M2 Messier 2 (NGC 7089) è un ammasso globulare che appartiene alla costellazione dell’Acquario. Contiene circa 150 mila stelle. Ascensione Retta: 21h33m27s Declinazione: -00° 49’ 24’’ Fonte: SIMBAD Astronomical Database

5 L’OBIETTIVO Lo scopo del nostro lavoro è costruire un diagramma colore-magnitudine, che analizzi le caratteristiche dell’ammasso M2. A lato, una prima immagine del nostro studio.

6 L’Analisi fotometrica
Esistono essenzialmente due tipologie di analisi fotometrica: D’apertura PSF

7 Fotometria d’apertura
Questa tecnica consiste nel delimitare un’area circolare di raggio arbitrario centrata sulla stella per quantificare la luce in essa contenuta. A tale valore bisogna sottrarre la luce del cielo. Grazie ai dati ottenuti si calcola la MAGNITUDINE della stella. La circonferenza minore è l'apertura entro cui si calcola la luminosità della stella mentre l'anello che lo circonda è utilizzato per ottenere i valori di luminosità del cielo.

8 Fotometria di PSF La funzione PSF (Point Spread Function) rappresenta il modello tipico della distribuzione della luce di una sorgente puntiforme. L'immagine è approssimativamente una gaussiana tridimensionale.

9 Il nostro percorso Abbiamo inizialmente utilizzato la fotometria di apertura, che necessita però di stelle ben separate e di medie dimensioni rispetto al raggio scelto per l'apertura. .

10 Basandosi su di essa, IRAF, un software per analisi di dati astronomici, genera un modello di curva PSF dall’analisi delle singole magnitudini. Così facendo si crea la stella-tipo dell’ammasso. Questa verrà confrontata con le altre presenti nell’immagine per compiere un’analisi fotometrica più approfondita

11 Per creare il diagramma colore-magnitudine è stato generata una curva di PSF per le stelle delle immagini m2_g e m2_r (immagini dell'ammasso realizzate coi filtri g ed r). Le stelle sono state analizzate con il programma IRAF, osservando in particolare i valori di FWHM (Full Width at Half Maximum, ovvero la larghezza a metà altezza della gaussiana che rappresenta l'intensità dei punti luminosi); il MEAN (valore medio dell’intensità luminosa del cielo sullo sfondo) e la STDDEV (standard deviation, ovvero scostamento dal valore medio)...

12 …dopo che il programma ha formato l’immagine PSF, abbiamo proceduto col confrontare i parametri di magnitudine forniti dall’analisi con IRAF rispetto al valore della PSF. In questo modo si riesce a selezionare, iterando questo processo almeno un paio di volte, un numero progressivamente più grande e preciso di stelle rispetto alla iniziale fotometria d’apertura.

13 I punti rossi nell'immagine rappresentano le sorgenti luminose che sono state identificate a partire dal modello PSF. Esse saranno successivamente eliminate dall'immagine e inserite nella cartella di stelle i cui dati useremo per creare il diagramma colore-magnitudine. L'immagine privata di questi punti verrà analizzata altre due-tre volte per estrarre altre stelle, in quanto soprattutto quelle al centro dell'ammasso non vengono identificate subito per la loro vicinanza.

14 La creazione del diagramma
Per rappresentare i valori delle magnitudini generati da IRAF ci siamo avvalsi del programma TopCat. Poiché abbiamo utilizzato due diverse immagini dell'ammasso, realizzate con filtri che captavano lunghezza d'onda specifiche (filtri g e r), abbiamo unito i valori di magnitudine delle due diverse bande. TopCat li ha poi confrontati e riuniti in un’unica tabella…

15 …si è reso quindi necessario stimare l’errore dovuto allo sfasamento della posizione delle stelle nelle due rilevazioni al fine di far coincidere le coordinate delle stelle nell’immagine. In seguito abbiamo dovuto operare una ricalibrazione dei valori ottenuti, resi diversi da differenti condizioni atmosferiche nel momento della rilevazione.

16 Infine abbiamo effettuato il plotting dei dati in due differenti scale, rispettivamente G-R e B-V. Per quest’ultima abbiamo sfruttato la formula di Jordi per ricalcolare i valori nella scala colorimetrica di Johnson. Infatti è necessario ottenere le magnitudini in questo sistema fotometrico per confrontare il nostro grafico con le curve teoriche e determinare la luminosità.

17 Il diagramma Colore-Magnitudine
Per sfruttare al meglio le informazioni contenute nel grafico appena ottenuto, abbiamo sovrapposto ad esso due curve ISOCRONE dell’età di E+10.1 e E+10.2 anni. Le isocrone sono linee che nel diagramma HR indicano i punti occupati da stelle della stessa età. Ogni isocrona inoltre è caratterizzata da una particolare metallicità. Questo valore indica il rapporto tra componente metallica e idrogeno nella stella, in relazione a quella solare.

18 Possiamo osservare che con l'aumento dell'età il punto di turn-off si abbassa, e poiché gli ammassi globulari sono costituiti da stelle vecchie e poco metalliche andremo a scegliere isocrone con metallicità inferiore a quella solare. Ciò ci permetterà di determinare l’età dell’ammasso M2 da noi studiato e la distanza di esso dalla nostra Terra…

19 L'immagine rappresenta diverse isocrone, ognuna caratterizzata da una particolare metallicità e età.

20 L’isocrona, utilizzando la magnitudine assoluta invece della apparente, si trova spostata verso valori più bassi sull’asse y. Inoltre, va considerato l’effetto dell’arrossamento, fenomeno che determina l'assorbimento della radiazione elettromagnetica ad opera dei gas e delle polveri del mezzo interstellare. Inoltre per questo fenomeno, che ha influenzato i nostri dati di partenza, la luce emessa dall’ammasso viene assorbita in misura maggiore per lunghezze d’onda minori. Ciò determina uno spostamento dell’isocrona verso valori maggiori sull’asse x.

21 L’arrossamento può essere quantificato dalla formula
La distanza in parsec invece si calcola secondo l’equazione Da ciò si arriva dunque a determinare l’età dell’ammasso, la sua distanza e, inoltre, la sua metallicità.

22 Confronto dati

23 Tipo di dato Metallicità Età (yr) Distanza (ly) Valore ottenuto 0.0004 E+10.1<x<E+10.2 41516 Valore di letteratura 0.0005 E+10.14 40850

24 Considerazioni Grazie a TopCat abbiamo potuto paragonare il grafico colore-magnitudine con il grafico delle posizioni delle stelle nell’ammasso. In questo modo abbiamo individuato gli astri nelle diverse fasi della loro evoluzione. TopCat ha rilevato che le stelle poste nel centro dell’ammasso hanno già abbandonato la Main Sequence, dove invece rimangono quelle più esterne: ciò però è dovuto probabilmente al fatto che nel centro dell’ammasso vengono rilevate solo le stelle più luminose, vista la loro elevata concentrazione.

25 Ramo HB e SG La colorazione giallastra identifica le stelle appartenete al Ramo Orizzontale, l’azzurro identifica le Supergiganti.

26 Turn-Off e Main Sequence
In colore blu possiamo vedere le stelle di Turn-Off, In colore verde vediamo le stelle della Main Sequence

27 That’s all Folks!!!