Astrofisica Generale Mod.B
parte III
Classificazione ad alti z
Laurea Specialistica in Astronomia
AA 2007/08
Alessandro Pizzella
Sommario
1) Classificazione automatica e per alti z.
1a) da immagini: Indici di concentrazione, asimmetria e granulositá
(clumpiness)
1b) da spettri, (analisi delle componenti principali)
esempio di classificazione
2) redshift spettroscopico e fotometrico
2a) esempi di spettri in emissione ed assorbimento
Classificazione Automatica e a z>1
Classificare visivamente richiede tempo e non sempre da risultati riproducibili.
Sono stati sviluppati algoritmi che, in maniera imparziale, sono in grado di
classificare galassie. Trattandosi di algoritmi automatici sono fondamentali
nello studio di survey voluminose tipo 2MASS o SDSS, 2dfGRS.
Parametro di Concentrazione C = rapporto tra raggi che contengono una
determinata frazione della luce totale.
Parametro di Asimmetria
A = frazione di luce presente in strutture non
simmetriche per rotazione di 180°.
Presenza di Strutture
S = presenza di strutture su piccola scala
Tipicamente si utilizza il la classificazione di tipo T (T type) e si raggiunge una
incertezza di ±2 paragonabile con quella che si ottiene visivamente.
Per galassie lontane (z>0.5) la classificazione é difficile a causa delle piccole
dimensioni angolari e debolezza apparente.
Ecco delle tipiche galassie ad alto z da classificare
Indice di Concentrazione
Le galassie ellittiche sono sistemi concentrati. Le galassie a spirale, a causa della loro
rotazione lo sono meno. La concentrazione di luce puó quindi essere utilizzata per
distinguere le 2 classi
Out
In
Vi sono diversi modi per scegliere i 2 raggi rout ed rin. Per galassie lontane non
conviene basarsi su raggi isofotali ma su raggi tipo Petrosian.
Una definizione spesso usata é: rin = r20% ed rout = r80%.
Per r20% ed r80% si intende il raggio entro cui é contenuta il 20%-80% della luce totale
(la luce totale é misurata entro 1.5rPetrosian)
Galassie Ellittiche --> C > 4
Galassie a Spirale 4 > C > 3
Indice di Asimmetria
Fenomeni che generano asimmetrie sono formazione stellare, interazioni
/merging, bande di polvere.
Immagine iniziale
Immagine ruotata di 180°
Differenza fra le 2
Le immagini sono in genere smussate con filtro di
dimensioni 1/6•r
Sommata su tutta la galassia e
normalizzata
Petrosian
Presenza di Strutture o granulositá (Clumpiness)
Immagine iniziale
Immagine smussata
Differenza fra le 2
L'immagine viene convoluta con un filtro gaussiano
con raggio fissato (ad esempio ). Il filtro elimina
Sommata su tutta la galassia e
tutte le fluttuazioni o strutture di dimensione minore
normalizzata
della dimensione filtro.
Nell'immagine differenza rimangono solo le fluttuazioni o strutture di dimensione minore
della dimensione filtro (tecnica anche detta unsharp masking)
Una galassia senza strutture (ellittica) avrá un valore di S piccolo mentre
una con strutture (bracci a spirale) avrá un S grande
Valori tipici per gli indici dei parametri CAS per diversi tipi morfologici
Abraham et al. (1996)
Classificazione da Spettroscopia
Le galassie possono essere classificate in base al loro spettro. Questo é determinato
dalla popolazione stellare e dalla ISM (materia interstellare) che variano cambiano da
un tipo morfologico all’altro.
Ad esempio, una galassia ellittica é generalmente povera di polveri e le regioni HII
sono assenti. La popolazione stellare é più vecchia.
Le galassie a spirale sono caratterizzate da una popolazione più giovane e contengono
regioni HII (righe di emissione).
Tutto questo permette di mettere in relazione il tipo morfologico con lo spettro.
Kennicutt (1992)
E --> colore rosso,
E
SB0
Sa
Sb
Sc
Sm/Im
marcato decremento di
Balmer, righe solo in
assorbimento
S--> colore blu, righe
anche in emissione.
Redshift Spettroscopico e Fotometrico
Non sempre é possibile o pratico misurare il redshift dall'analisi spettroscopica della luce
emessa da un oggetto lontano (z>1) per diversi motivi tra cui:
Le righe di emissione si riescono a vedere e misurare anche per oggetti deboli. In
mancanza di righe di emissione, il redshift deve essere misurato da righe di assorbimento.
Questo é difficile. é necessario un tempo di posa molto lungo per ottenere uno spettro con
buone righe di assorbimento.
Spesso si é interessati alle proprietà di un campione di galassie. Se già serve molto tempo
per 1 spettro... come si fa a farne 1000 ?
é stata messa a punto una tecnica che permette di determinare il redshift di un oggetto in base
a misure di fotometria in più bande fotometriche.
I vantaggi maggiori sono:
Una immagine contiene molti oggetti contemporaneamente. Specie ad alto redshift, in un
tipico campo di 7'x7' viene osservato una regione di circa 2Mpcx2Mpc.
In tempi di posa ragionevoli si ottengono immagini con un buon segnale e si riesce ad
ottenere il redshift di oggetti che spettroscopicamente non sono osservabili.
é possibile misurare le righe di emissione anche quando il
continuo é debole.
Posizione lungo la fenditura
Spettro osservato con ancora l’emissione del cielo
Lunghezza d’onda
Come prima ma con il cielo sottratto
Posizione lungo la fenditura
Centro galassia
Hβ, [OII]
Lunghezza d’onda
stella
stella
Hβ, [OII]
stella
Centro galassia
Mg
stella
Questo spettro non é uno spettro stellare. Se lo si estrae si trova...
... che é lo spettro di una Ellittica a z~0.3. Siamo già al limite del segnale. Un oggetto più
debole sarebbe difficilmente misurabile. é il problema della determinazione del redshift da
righe di assorbimento.
Ca II H 3933Å, C II K 3968Å
Qui abbiamo invece 2 oggetti con righe di emissione
2
1
Nonostante il continuo sia appena detettabile, l'emissione é facilmente misurabile
1
Il dopietto [OII] é facilmente riconoscibile. In quella zona spettrale é l'unico
[OII] 3726.0, 3728.8Å
Nel secondo non si riesce a vedere alcun continuo. L'emissione é reale ed é una
Ly a z~3.2
2
[OIII]
H
By the way... qui c'é un ulteriore oggetto a z basso dove si vedono H e [OIII]
La riga Lyman é in genere fortemente asimmetrica perché assorbita solo dal lato blu
Z = / = (5130-1215)/1215 = 3.2
Lyman 1215Å
Redshift Fotometrico – la tecnica
In pratica é necessario osservare le galassie in piú bande
fotometriche. Le immagini devono essere calibrate in flusso
e, una volta combinate insieme, forniscono una sorta di
spettro a risoluzione molto bassa. Questo spettro viene
confrontato con una libreria di spettri (SED = spectral
energy distribution) a diverso redshift e di diverso tipo
spettrale.
Le librerie sono costruite a partire da spettri di galassie
locali spostate in redshift. Si ottengono buoni risultati giá
considerando un limitato numero di spettri: E, S0, Sa, Sb,
Sc, Im/starburst.
Il risultato é quindi un redshift ed un tipo morfologico.
é tutto lo spettro ad essere interpolato. Vi sono però alcune zone spettrali di particolare
importanza come il break a 912Å (testa della serie di Lyman) e a 4000Å (testa della serie di Balmer). 912Å break
4000Å break
E
SB0
Sa
Sb
Sc
Sm/Im
Ovviamente questo tipo di tecnica deve essere ben calibrato partendo da galassie
osservate anche spettroscopicamente. Generalmente un sottocampione di galassie
viene controllato con spettri in modo da stimare di quanto ci si sbaglia.
