Diapositiva 1 - Dipartimento di Fisica e Astronomia

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 Analisi dello spettro elettromagnetico
ricavato dall‘osservazione spettroscopica
e fotometrica di una galassia a spirale
(NGC234) ed un’ellittica (NGC2518)
 Ricostruzione dello stesso e studio
popolazione stellare
 Ricostruzione della Spectral Energy
Distribution (SED) grazie all’analisi dei
flussi relativi alle varie bande fotometriche
INTRODUZIONE SCIENTIFICA
STUDIO GALASSIE
RED SHIFT
POPOLAZIONI STELLARI
FLUSSO LUMINOSO
LUCE
NATURA DUALE
ONDA
SPETTROSCOPIO
FOTONE
CCD
SPETTRO
ELETTROMAGNETICO
SPECTRAL ENERGY
DISTRIBUTION
Acquisizione dati dal Sloan Digital Sky
Survey
Proprietà fisiche delle galassie
Normalizzazione degli spettri
Individuazione delle popolazioni stellari
Ricostruzione della Spectral Energy
Distribution (SED)
Calcolo di Δλ , Z, Velocità di recessione e distanza
RED SHIFT: z = Δλ / λ
VELOCITA’ DI RECESSIONE v = c × z
DISTANZA: d= V / H0
LEGGE DI HUBBLE
H0= 70 km s-1 Mpc-1
Δλ [Å]
z
Velocità
[km/s]
Distanza
[Mpc]
NGC234
74
0,01522
4566,922
65,24
NGC2518
107
0,01816
5448,065
77,82
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 = 0
Spettro 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
Stima del raggio galattico
per mezzo dell’analisi
dell’incremento del numero
r
di fotoni.
I (r )2 r dr

0
 Conteggio dei fotoni nelle
varie bande fotometriche.
La galassia NGC234 osservata in 8 bande fotometriche
diverse dal visibile al vicino infrarosso (ugriz + JHK).
Banda
u
g
r
i
z
J
H
K
 [Å]
3551
4686
6165
7481
8931
12350
16620
21590
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)
LEGENDA
S = flusso
Icts = no fotoni
texp = tempo di esposizione
m0 = punto-zero
k = coefficiente che indica a quanto ammonta l’estinzione
atmosferica ad una certa 
x = massa d’aria = 1/ cos z
z = distanza zenitale in gradi [o]
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
La magnitudine strumentale è legata all’intensità secondo una
relazione logaritmica.
 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
LEGENDA
k = coefficiente che indica a quanto ammonta l’estinzione atmosferica
ad una certa 
x = massa d’aria = 1/ cos z
u
g
r
i
NGC234
14,31
13,06
12,42
12,04
11,82
NGC2518
15,58
13,79
12,89
12,44
12,12
J
H
z
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
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