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.