Analisi dello spettro elettromagnetico Analisi dello spettro elettromagnetico ricavato dall‘osservazione spettroscopica ricavato dall‘osservazione spettroscopica e fotometrica di una galassia a spirale e fotometrica di una galassia a spirale (NGC234) ed un’ellittica (NGC2518)(NGC234) ed un’ellittica (NGC2518)

Ricostruzione dello stesso e studio Ricostruzione dello stesso e studio popolazione stellarepopolazione stellare

Ricostruzione della Spectral Energy Ricostruzione della Spectral Energy Distribution (SED) grazie all’analisi dei Distribution (SED) grazie all’analisi dei flussi relativi alle varie bande fotometricheflussi relativi alle varie bande fotometriche

INTRODUZIONE SCIENTIFICA

STUDIO GALASSIE

LUCE

ONDA FOTONE

NATURA DUALE

SPETTROSCOPIO CCD

SPECTRAL ENERGY DISTRIBUTION

SPETTRO ELETTROMAGNETICO

RED SHIFT POPOLAZIONI STELLARI

FLUSSO LUMINOSO

Acquisizione dati dal Sloan Digital Sky Survey

Proprietà fisiche delle galassieNormalizzazione degli spettriIndividuazione delle popolazioni stellari Ricostruzione della Spectral Energy

Distribution (SED)

Δλ [Å] zVelocità [km/s]

Distanza [Mpc]

NGC234 74 0,01522 4566,922 65,24

NGC2518 107 0,01816 5448,065 77,82

RED SHIFT: z = Δλ / λ

VELOCITA’ DI RECESSIONE v = c × z

DISTANZA: d= V / H0

Calcolo di Δλ , Z, Velocità di recessione e distanza

LEGGE DI HUBBLE

H0= 70 km s-1 Mpc-1

Calcolo intensità media nell’intervallo Δλ intorno a 5500 Å

Divisione della funzione spettro per il valore medio sopra calcolato

Traslazione dello spettro a z = 0Spettro confrontabile con spettri di stelle

appartenenti a classi spettrali note

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 l’equazione: I = a×x+b×t+c×z dove a+b+c =1

Spettro ricostruito

Risultato della sintesi di popolazione stellare

• O9 YOUNG• A5 MIDDLE• K5 OLD

Risultato della sintesi di popolazione stellare

• O9. 5 YOUNG• A7 MIDDLE• K5 OLD

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)

Intensità in funzione della lunghezza d’onda

Banda u g r i z J H K

[Å] 3551 4686 6165 7481 8931 12350 16620 21590

Stima del raggio galattico per mezzo dell’analisi dell’incremento del numero di fotoni.

Conteggio dei fotoni nelle varie bande fotometriche.

drrrIr

2)(0

La galassia NGC234 osservata in 8 bande fotometriche diverse dal visibile al vicino infrarosso (ugriz + JHK).

LEGENDAS = flusso Icts = no fotonitexp = tempo di esposizionem0 = punto-zerok = coefficiente che indica a quanto ammonta l’estinzione

atmosferica ad una certa x = massa d’aria = 1/ cos zz = distanza zenitale in gradi [o]

Calcolo del flusso totale in ogni banda fotometrica con l’equazione:

S = Icts/texp×100,4(-m0

+ kx) ×0.10893/2

(erg cm-2s-1Å-1)

SED ricostruita per NGC234

SED ricostruita per NGC2518

A parità di lunghezza d’onda le due funzioni assumono lo stesso valore

con un lieve margine di approssimazione

Introduzione di un parametro m0 caratteristico per ogni banda e del prodotto dei parametri k e x (vedi legenda) ottenuti sperimentalmente, si perviene alla magnitudine reale espressa dall’equazione di Pogson:

m= m0 –2,5×log(I) – k×x

LEGENDAk = coefficiente che indica a quanto ammonta l’estinzione atmosferica

ad una certa x = massa d’aria = 1/ cos z

La magnitudine strumentale è legata all’intensità secondo una relazione logaritmica.

u g r i z

NGC234 14,31 13,06 12,42 12,04 11,82

NGC2518 15,58 13,79 12,89 12,44 12,12

J H K

NGC234 14,26 13,97 13,46

NGC2518 14,81 14,29 14,05

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 nell’intervallo di lunghezza d’onda 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 d’onda emettono soprattutto stelle giovani e calde, che contribuiscono in piccola percentuale alla luce delle due galassie.

Università di Padova e Dipartimento di astronomia per questa grande opportunità di approfondire al meglio l’astronomia 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 l’intera durata del corso.

Fabio Matteo Mattia Andrea