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Il progetto VIMOS e la VVDS (VIMOS/VLT Deep Survey) Elena Zucca (INAF-OABo) on behalf of the VIMOS consortium Bologna, 8 gennaio 2004
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Consorzio italo-francese (P.I. O.LeFevre – CoP.I. G.Vettolani) Bologna INAF-Osservatorio INAF-IRA Università Milano INAF-Osservatorio INAF-IASF Napoli INAF-Osservatorio Marsiglia LAM OHP Parigi IAP Tolosa OMP
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Persone coinvolte nellarea bolognese OABo Sandro Bardelli Alberto Cappi Paolo Ciliegi Hans de Ruiter Marco Lolli Roberto Merighi Paolo Montegriffo Lucia Pozzetti Gianni Zamorani Elena Zucca IRA Marco Bondi Mauro Nanni Paola Parma Paolo Vettolani Alessandra Zanichelli Università Loretta Gregorini Bruno Marano Micol Bolzonella (post-doc) Angela Bongiorno (contrattista) + 2 laureandi
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Finanziamenti e personale extra CNAA 1998 - 2001 440 Keuro (TOT) CNR 2000 93 Keuro (TOT) INAF 2002 15.5 Keuro (BO) COFIN 2000 110 Keuro (BO) 2003 87 Keuro (BO) Alberto Marchesini, Angela Peria (dipendenti OABo fino al 1999) Laurence Tresse (IRA 1998 - 1999) Tom Oosterloo (IASF/IRA 1998 - 1999) Laurent Marty (IRA 1999 - 2000) Alessandro Pancaldi (IRA 2000 - 2002) Henry McCracken (Univ/OABo 2001 - 2003)
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VIMOS: motivazioni LUniverso vicino è ben descritto da survey locali, come la 2dFDRS e la SDSS, che contengono 10 5 – 10 6 galassie. Per ottenere una conoscenza altrettanto dettagliata dellUniverso lontano servono grandi campioni di galassie ad alto redshift. È quindi necessario uno strumento che abbia capacità multioggetto su un grande telescopio, per ottenere grandi campioni di galassie a limiti deboli.
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VIMOS: caratteristiche VIMOS (Visible Multiobject Spectrograph) è montato al fuoco Nasmyth del VLT/UT3 Il contratto per la costruzione di VIMOS è stato firmato nel 1997 Lo strumento è costato 5.4 milioni di marchi La prima luce è stata il 26 Febbraio 2002
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VIMOS: caratteristiche VIMOS può funzionare in modo: IMAGING MOS IFU.
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VIMOS: caratteristiche Field of view: 4 quadranti di 7 x 8 (1 pix = 0.205 arcsec) Spectral range: 3700 – 10000 A (con 2 grism) Risoluzione: bassa (200) media (600) alta (2500) Multiplex MOS: 600 – 800 slit in bassa risoluzione 150 – 200 slit in alta risoluzione Integral Field Unit: 6400 fibre, a bassa risoluzione: diametro 0.67 – 0.33 field of view 54 x 54 – 27 x 27
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La VVDS: scopi scientifici principali Scopo della VVDS è ottenere un campione ben popolato su un ampio intervallo di redshift per studiare: - Evoluzione delle funzioni di luminosità e di massa e del tasso di formazione stellare dei vari tipi di galassie nei diversi ambienti. - Proprietà ed evoluzione del clustering su un ampio intervallo di redshift e ricerca di ammassi distanti. - Campione di AGN ottenuto senza pre-selezioni. - Proprietà di oggetti rari, quali EROs e LBGs.
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Redshift Survey VIMOS Wide VIMOS Wide z<1.3 50000 z - I AB <22.5 +B&K selected Imaging Catalog UBVRIK 3millions objects VIMOS Deep VIMOS Deep z<5+ 25000 z - I AB <24 +B&K selected VIMOS Ultra-deep a few 1000 z - I AB <25 Imaging Survey: 4 fields 2x2deg² guaranteed VLT nights Build VLT-VIMOS La VVDS: strategia
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A Composite BVRIK image (~5x5 arcmin) La VVDS: il campione fotometrico BVRI imaging (CFH12K al CFHT) su 4 aree 2x2 deg 2 Deep BVRI imaging (CFH12K al CFHT) su unarea di 1 deg 2 U imaging (WFI al 2.2m ESO) su unarea di 0.7 deg 2 JK imaging (SOFI allNTT ESO) su unarea di 150 arcmin 2
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La VVDS: progetti paralleli Sullarea della survey sono in corso: - 1.4 GHz survey al VLA - Narrow band (920A) imaging al CFH12K - Puntamenti XMM - Osservazioni HST (COSMOS) - Osservazioni SIRTF (SWIRE) - Osservazioni UV (GALEX)
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La VVDS: stato della survey 29 notti assegnate nel 2002 (9 non buone) 5 mezze notti 22-27 dicembre 2003 65% z sicuri 15% z falliti 20% z incerti (bassa qualità + z desert)
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La VVDS: riduzione dati Dati ridotti con VIPGI, la pipeline del consorzio Misura dei redshift in parte automatizzata con un programma del consorzio (KBRED) e in parte manuale A Bologna è stato ridotto circa 1/4 dei dati Un team bolognese ha eseguito circa metà delle osservazioni del 2002
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La distribuzione spaziale Wide sample =0.7 Redshift desert Deep sample
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Funzione di luminosità globale I dati della VVDS permettono di determinare per la prima volta da un unico campione omogeneo la funzione di luminosità da z=0 fino a z=1.5, con intervalli in redshift contenenti centinaia di galassie..
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Il numero di galassie è tale da permettere di determinare la funzione di luminosità divisa per tipi spettrali in funzione del redshift Funzione di luminosità per tipo spettrale
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Il numero di galassie e lintervallo in redshift campionato permettono di studiare il campo di densità in tre dimensioni (α, δ, z) e individuare ammassi distanti, selezionati con criteri puramente ottici Campo di densità e ammassi z=0.9 z=1 Density field Galaxies
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2DFGRS/SDSS stop here z=0.5 z=0.6 z=0.7 z=1.3 z=0.8 z=0.9 z=1 z=1.1 z=1.2 160Mpc 30Mpc
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AGN Identificazione di AGN direttamente dal campione spettroscopico senza alcuna preselezione
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La survey radio Osservazioni VLA a 1.4GHz 1054 radiosorgenti su unarea di 1 deg 2 Analisi dei conteggi Identificazione delle controparti ottiche
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Tempo osservativo (assegnato) - CFHT con CFH12K: 30 notti - ESO-NTT con SOFI: 33 notti - ESO-2.2m con WFI: 24 notti - ESO-VLT con VIMOS: 31.5 notti - VLA: 60 ore 13 articoli di tipo tecnico 9 interventi a congresso 4 articoli con referee Pubblicazioni
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Competitività della VVDS Il progetto direttamente concorrente è la survey DEEP2 che usa DEIMOS al Keck Lo stato di avanzamento dei due progetti è simile, ma DEIMOS/DEEP2 utilizza un taglio in colore per pre-selezionare oggetti ad alto redshift: in questo modo però si introduce un bias nei risultati. La VVDS non è affetta da questo bias. Per conservare il vantaggio che abbiamo in questo momento, è importante avere assegnate le notti mancanti di tempo garantito.
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