Studio morfologico e fotometrico del gruppo compatto HCG51 Andrea Cicchini, Martina di Pumpo, Elena...
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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
Morfologia delle galassie
Le galassie, secondo parametri morfologici, si dividono in: • ellittiche (E)• spirali (S) • irregolari (Ir)
Ir
Ir
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
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)
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
IRAFVisualizzazione di una galassia (1, 1a), del suo modello (2, 2a) e del residuo (3,3a) in due diverse lunghezze d’onda
1 1a2 2a
3 3a
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
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.
Legge di Sersic:
• R: rappresenta la distanza dal centro, è la variabile.• Re: raggio efficace• n: indice di Sersic.
S Se exp bnR
Re
1/ n
1
S S0 exp R
h
Legge di Freeman:
• R: distanza dal centro, è la variabile• h: lunghezza di scala del disco
Componente bulge:
Componente disco:
Legge di De Vauculeurs, utilizzata per le ellittiche Legge De Vauculeurs (per il bulge, in blu) + Legge Freeman (per il disco, in rosso)
I profili di brillanza
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! Output di galfit quando crasha
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
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.
Il file di output
Esempio di File di output generato da Galfit
Rielaborazione dei datiMagnitudini
• 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
mm0 mr kxm0: 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 Galfitk: 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.
formula (1):
mtot 2,5log 10 0,4mb 10 0,4md
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 + 0.327(g – r) + 0.216V = g – 0.587(g – r) – 0.011R = r – 0.272(r – i) – 0.159I = i – 3.337(r – i) – 0.370
U = u – 0.854
Le magnitudini trovateTabella magnitudini apparenti nei filtri GRIZ
Tabella magnitudini assolute medie per ogni galassia
Luminosità nei filtri B e V
• Dalle magnitudini B e V abbiamo infine ricavato la luminosità espressa in unità solari
Confronto con la letteratura
• Infine abbiamo confrontato le magnitudini in filtro B trovate con quelle del database Simbad:
1: Galassia A2: Galassia A13: Galassia B4: Galassia C5: Galassia D6: Galassia E7: Galassia F
Rielaborazione dei DatiRaggio 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
Rielaborazione dei DatiRaggio efficace, Eccentricità, Angolo di posizione (disco e bulge), Differenza di magnitudine tra bulge e disco e Tipo morfologico
• 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
Grafico che mostra la relazione ∆mI/T
T -5 -3 -2 0
Tipo E E-S0 S0 S0/Sa
Legenda del grafico sopra riportato:
T 1 2 3 4 5
Tipo Sa Sab Sb Sbc Sc
Rielaborazione dei DatiRaggio 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)
Rielaborazione dei DatiRaggio efficace, Eccentricità, Angolo di posizione (disco e bulge), Differenza di magnitudine tra bulge e disco e Tipo morfologico
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.