Studio morfologico e fotometrico del gruppo compatto HCG51

Presentazione sul tema: "Studio morfologico e fotometrico del gruppo compatto HCG51"— Transcript della presentazione:

1 Studio morfologico e fotometrico del gruppo compatto HCG51
Andrea Cicchini, Martina di Pumpo, Elena Porto, Marco Rocchetto, Eugenio Warglien Liceo Scientifico “G.B. Benedetti”, Venezia Anno scolastico 2007/08 1

2 Morfologia delle galassie
Le galassie, secondo parametri morfologici, si dividono in: ellittiche (E) spirali (S) irregolari (Ir) Ir Ir

3 L’oggetto del nostro studio
Ci sono state fornite le immagini del gruppo compatto HCG 51 nelle bande fotometriche U, G, R, I, e Z prelevate dallo “Sloan Digital Sky Survey”. HCG 51 è un gruppo compatto di sette galassie (due in forte vicinanza e interazione gravitazionale). HCG 51 – © 2007 SSDS 3

4 Il nostro obiettivo Lo scopo del nostro studio:
creare un modello di ciascuna galassia dalle immagini fornite. studiare le caratteristiche morfologiche delle galassie dai modelli (magnitudine, angolo di posizione, raggio e rapporto tra gli assi del bulge e del disco se presente)

5 Metodi utilizzati per lo studio
Per studiare HCG 51 abbiamo utilizzato principalmente due programmi: IRAF: usato come visualizer di immagini Galfit: usato per creare i modelli delle galassie dalle immagini messe a nostra disposizione

6 IRAF Visualizzazione di una galassia (1, 1a), del suo modello (2, 2a) e del residuo (3,3a) in due diverse lunghezze d’onda 1 2 1a 2a 3 3a 6

7 Galfit È un software sviluppato da Chieng Peng, NRC Herzberg Institute of Astrophysics (Canada) Studia forma e proprietà delle galassie applicando all’immagine originale delle leggi che descrivono la distribuzione di luminosità. Dati ottenibili Immagini: modello della galassia e sottrazione del modello dall’immagine originale Dati: magnitudine, presenza o meno del disco, rapporto assiale, angolo di inclinazione Immagine originale Modello della galassia Sottrazione del modello dall’immagine originale

8 La creazione dei modelli
Profili di luminosità utilizzati per creare i modelli: Per il bulge: legge di Sersic Per il disco: legge di Freeman. Queste leggi sono chiamate “leggi di scala delle galassie” e sono ricavate dall’osservazione sistematica e dall’esame dei dati fotometrici.

9 Componente bulge: Componente disco: Legge di Sersic: Legge di Freeman:
R: rappresenta la distanza dal centro, è la variabile. Re: raggio efficace n: indice di Sersic. Componente disco: Legge di Freeman: R: distanza dal centro, è la variabile h: lunghezza di scala del disco

10 I profili di brillanza Legge di De Vauculeurs, utilizzata per le ellittiche Legge De Vauculeurs (per il bulge, in blu) + Legge Freeman (per il disco, in rosso)

11 Gestire Galfit Creazione di un file di input contenente i valori stimati che fanno parte della funzione utilizzata Se i valori sono sufficientemente corretti Galfit elabora molto rapidamente il profilo di luminosità della galassia Se questi valori stimati si discostano troppo da quelli reali Galfit non riesce ad elaborare alcun modello e il programma crasha! SI può dire crasha? Output di galfit quando crasha

12 Gestire Galfit Presenza di stelle di campo: deve essere assegnato il profilo PSF dell’immagine PSF (Point Spread Function): la funzione che descrive come i fotoni provenienti dalle stelle di campo sono distribuiti nell’immagine In questo modo riusciamo a rimuovere dall’immagine originale il degrado della qualità dei dettagli dovuti alla turbolenza dell’atmosfera

13 Gestire Galfit Ogni passaggio è stato ripetuto per ogni filtro e per ogni galassia. Quando un valore si discostava eccessivamente dalla media dei valori precedentemente trovati si ripeteva il procedimento variando la stima dei parametri. Abbiamo così ottenuto un file di output contenente i dati morfologici relativi alle varie galassie.

14 Il file di output Esempio di File di output generato da Galfit

15 Rielaborazione dei dati Magnitudini
Grazie al file di ouput siamo riusciti ad ottenere le magnitudini delle galassie studiate. La magnitudine ottenuta deve essere però ulteriormente corretta trasformandola secondo la formula (1) Ottenuta la magnitudine corretta del bulge e del disco abbiamo calcolato la magnitudine apparente totale formula (1): m0: è il punto zero del sistema fotometrico; è la costante che aggiunta alla magnitudine strumentale la trasforma in una magnitudine calibrata. mr: è la magnitudine ottenuta con Galfit k: costante di estinzione atmosferica, dipende dalla lunghezza d’onda. Ha un valore più elevato per lunghezze d’onda minori e più basso per lunghezze d’onda maggiori. x: è il valore della massa d’aria, ossia 1/cosz, dove z è la distanza dell’oggetto dallo zenith. Sottraendo kx dalla magnitudine otteniamo la magnitudine priva dell’estinzione atmosferica.

16 Rielaborazione dei dati Magnitudini
In ultima fase abbiamo trasformato le magnitudini nei filtri UGRIZ ai filtri UBVRI che sono più classici, in modo da poter confrontare i nostri risultati con la letteratura o con quelli relativi ad altre galassie. Le magnitudini sono state trasformate grazie alle seguenti equazioni ricavate dall’articolo “Setting UBVRI Photometric Zero-Points Using Sloan Digital SKy Survey ugriz Magnitudes” (Astronomical Journal): Equazioni di trasformazione dal sistema di filtri UGRIZ a quello BVRIU B = g (g – r) V = g – 0.587(g – r) – 0.011 R = r – 0.272(r – i) – 0.159 I = i – 3.337(r – i) – 0.370 U = u – 0.854

17 Le magnitudini trovate
Tabella magnitudini apparenti nei filtri GRIZ Tabella magnitudini assolute medie per ogni galassia

18 Luminosità nei filtri B e V
Dalle magnitudini B e V abbiamo infine ricavato la luminosità espressa in unità solari

19 Confronto con la letteratura
Infine abbiamo confrontato le magnitudini in filtro B trovate con quelle del database Simbad: 1: Galassia A 2: Galassia A1 3: Galassia B 4: Galassia C 5: Galassia D 6: Galassia E 7: Galassia F

20 Rielaborazione dei Dati Raggio efficace, Eccentricità, Angolo di posizione (disco e bulge), Differenza di magnitudine tra bulge e disco e Tipo morfologico Grazie ai dati forniti da Galfit siamo riusciti a stabilire se le galassie studiate presentavano bulge o meno: Le galassie che presentavano un disco le abbiamo classificate come spirali Le galassie che non presentavano il disco, ma solo il bulge come ellittiche

21 Rielaborazione dei Dati Raggio efficace, Eccentricità, Angolo di posizione (disco e bulge), Differenza di magnitudine tra bulge e disco e Tipo morfologico Grafico che mostra la relazione ∆mI/T Per le galassie che presentavano il disco galattico (A, B, C, E) abbiamo calcolato la differenza di magnitudine tra bulge e disco per determinare il sottotipo morfologico. Abbiamo utilizzato una curva (a lato) che mette in relazione la differenza di magnitudine con con il tipo morfologico Legenda del grafico sopra riportato: T -5 -3 -2 Tipo E E-S0 S0 S0/Sa T 1 2 3 4 5 Tipo Sa Sab Sb Sbc Sc

22 Rielaborazione dei Dati Raggio efficace, Eccentricità, Angolo di posizione (disco e bulge), Differenza di magnitudine tra bulge e disco e Tipo morfologico Per determinare il tipo morfologico delle galassie che possiedono unicamente la componente del bulge (galassie ellittiche) abbiamo invece utilizzato la formula: T=10*(1-b/a)

23 Rielaborazione dei Dati Raggio efficace, Eccentricità, Angolo di posizione (disco e bulge), Differenza di magnitudine tra bulge e disco e Tipo morfologico

24 E per finire… Vogliamo ringraziare il Dipartimento di Astronomia dell’Università di Padova . Un sentito ringraziamento va inoltre al prof. Stefano Ciroi, per la pazienza e gli utili consigli, e al prof. Forieri, il nostro referente.