Astrofisica Generale Mod.B

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1 Astrofisica Generale Mod.B parte II Survey da terra e spazio Laurea Specialistica in Astronomia AA 2011/12 Alessandro Pizzella

2 Survey da terra e spazio sommario della lezione 1) Esempi di survey da terra SDSS, 2dFGRS, FDF 2) Esempi di survey da spazio; HDF e HUDF

3 Proprieta' delle Principali Survey... da terra SDSS Sloan Digitalized Sky Survey DR7 (2009) (~90 x90 ) Spettroscopia degli oggetti con r<17.77 (19.1 per i quasar) Oggetti totali 1,374,080 Galassie 928,567 Quasars z< ,121 Quasars z>2.3 15,411 M stas and later 76,125 Sky spectra 75,209 unknown 24,767 FDF (2003) Fors Deep Field (7'x7') 9 bande fotometriche: Circa 5500 galassie in I fino a z~5 2dFGRS (2004) 2 degree field (che e' il nome dello strumento) Galaxy Redshift Survey ~ (180 x4 ) Spettroscopia degli oggetti con B>19.4 2MASS (2002) 2 Micron All Sky Survey tutto il cielo J<15.0 H<14.3 Ks<13.5 piu' di 1,000,000 galassie

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5 FDF 80 x80

6 Proprieta' delle Principali Survey... dallo spazio HDF Hubble Deep Field 1995 (North). 10 giorni di osservazione dedicato. 2'x2'; ~1500 galassie; mag.limite ~27.5; fino a z~5 6; 4 filtri U, B, V, I HDFS 1998 HUDF Hubble Ultra Deep Field (2004). 2.8'x2.8' (doppio dell'hdf); mag.limite ~29 (1.5 mag meglio dell'hdf); 10,000 galassie, fino a z=6 7. Regione di cielo senza luce zodiacale, polvere galattica. Osservabile anche da sud Camera Filter ACS F435W ACS F606W ACS F775W ACS F850LP Camera WFC3 WFC3 WFC3 Filter F105W F125W F160W Wav. 435 nm 606 nm 775 nm 850 nm Total exposure time 134,900 s (56 orbits) 135,300 s (56 orbits) 347,100 s (144 orbits) 346,600 s (144 orbits) Wavelength 1050 nm ± nm ± nm ± 150 Exposure time 16 orbits, 14 usable 16 orbits 28 orbits Exposures

7 Hubble Deep Field HST WFPC2 (1995) 10 giorni di osservazione continua Vicino al grande carro in una zona senza stelle brillanti ed estinzione minima. 2'x2'; ~1500 galassie; mag.limite ~27.5; fino a z~5 6; 4 filtri U, B, V, I

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10 Hubble Ultra Deep Field HST ACS + NICMOS (2004) 13 giorni di osservazione continua in una zona senza stelle brillanti ed estinzione minima. 2.8'x2.8' (doppio dell'hdf); ~10000 galassie; mag.limite ~29 (1.5 mag meglio dell'hdf); 4 filtri B, V, R, I con l'aggiunta di immagini NICMOS

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14 Evoluzione del tipo morfologico Cautela nell adottare una classificazione: NGC 3259 SAB(rs)bc: DSS La classificazione di RC3 è stata fatta originariamente su questo tipo di immagini ottenute con telescopi Schmidt. E chiaro come NGC 3259 abbia potuto essere classificata come possibile barrata.

15 Evoluzione del tipo morfologico Cautela nell adottare una classificazione: NGC 3259 SAB(rs)bc: Palomar 5m L immagine ottenuta al 5m di Monte Palomar non mostra grande evidenza di barra ma suggerisce l esistenza di un piccolo bulge come suggerito dal tipo bc.

16 Evoluzione del tipo morfologico Cautela nell adottare una classificazione: NGC 3259 SAB(rs)bc: DSS 5m Palomar HST con ACS

17 Evoluzione del tipo morfologico Cautela nell adottare una classificazione: NGC 3259 SAB(rs)bc: L immagine HST mostra che il bulge essenzialmente non c'è. La galassia ha un disco che raggiunge il centro e una sorgente nucleare molto compatta. HST con ACS

18 Evoluzione del tipo morfologico Per studiare l'evoluzione in z è necessario osservare oggetti lontani. Per tali oggetti non è possibile operare una classificazione morfologica come per oggetti vicini. E' necessario introdurre una classificazione semplificata. Man mano che il redshift aumenta i dettagli sono sempre meno visibili e si classificano le galassie con tipi semplificati. Per esempio: z < 1 : ellittiche, lenticolari, spirali non barrate, spirali barrate z > 1 : early type (ellittiche+lenticolari), dischi (spirali barrate e non)

19 Evoluzione del tipo morfologico Relazione morfologia densità: una correlazione scoperta da Alan Dressler tra la densità locale di galassie e il loro tipo morfologico. Ellittiche e lenticolari sono più comuni in zone di alta densità mentre le spirali sono più comuni in zone a bassa densità di galassie. La figura da Treu et al. (2003, ApJ, 591, 53) mostra l effetto per il cluster CL a z=0.4. Vari gruppi (e.g. Goto et al. 2003, MNRAS, 346, 601) trovano che questa relazione esisteva anche a z=0.5.

20 Evoluzione del tipo morfologico Relazione morfologia densità: ci piacerebbe spiegarla con gli effetti delle interazioni tra galassie. Ma se questa è la spiegazione come mai non evolve da z=0.5 (corrispondente al 64% dell'età attuale dell Universo) ad oggi? Il problema consiste nel non poter osservare lo stesso ammasso di galassie man mano che si evolve. Il tempo evolutivo dipende dalla densità. Se si seleziona un ammasso ricco di galassie ad alto redshift e lo si compara con un ammasso di ricchezza analoga oggi stiamo in realtà confrontando oggetti che hanno età evolutiva simile. Non stupisce che essi abbiano relazioni morfologia densità simili. I tipi morfologici potrebbero evolversi a causa delle interazioni tra galassie ma la scelta dei campioni di ammassi e gruppi renderà difficile fare un confronto tra redshifts diversi.

21 Evoluzione del tipo morfologico Evoluzione dei tipi per z>1 : Lo studio dell evoluzione morfologica per z > 1 presenta problemi aggiuntivi dovuti alla cosiddetta correzione K morfologica, ossia al fatto che il tipo morfologico di galassie uguali osservate in una banda fissata ma a redshift diverso apparirà diverso. Dall esperienza locale sappiamo infatti che il tipo morfologico dipende dalla banda utilizzata per la classificazione. M81 vista a 2500 Å ed a 7000 Å.

22 The Hubble Deep Field Tnow = 13.7 Gyr Age (Gyr) Robert Williams. et al. (1997)

23 Evoluzione del tipo morfologico Evoluzione dei tipi per z>1 : Il modo giusto per fare la misura è dunque quello di scegliere una banda (per esempio la banda B) ed usarla ad ogni redshift. Questo significa che sarà possibile studiare l evoluzione della morfologia delle galassie nel visibile solo fino a z=1 e per andare a z>1 sarà necessario ricorrere al vicino infrarosso. NICMOS su HST e utilizzabile fino a 1.6 m, questo limita questi studi a z < 3. Confronto della morfologia nel visibile e nell infrarosso

24 Evoluzione del tipo morfologico Sparizione delle galassie barrate? Alcuni meccanismi di formazione delle barre nella galassie dipendono da tempi scala dinamici, dalla struttura delle galassie e dalla presenza di aloni di massa scura. Sarebbe interessante vedere se la frazione di galassie barrate cambia con il redshift. Il problemi principali di questi studi sono: 1) la difficoltà di studiare morfologia quando la risoluzione angolare e limitata, 2) la correzione K morfologica, 3) il numero basso di oggetti che rende ogni conclusione statisticamente debole.

25 Evoluzione del tipo morfologico Surface brightness bias : in uno spazio Euclideo la brillanza superficiale di un oggetto non dipende dalla distanza. Sfortunatamente questo non è vero per un Universo curvo come il nostro in cui la brillanza superficiale varia con la quarta potenza di 1+z. Due dei fattori 1+z dipendono dal fatto che i fotoni perdono energia proporzionalmente a 1+z (e il redshift!) e che vengono emessi ad un tasso che a noi pare più lento di un fattore 1+z (è un effetto di dilatazione dei tempi). I due rimanenti fattori 1+z sono geometrici e, in un certo senso, compensano il fatto che oggetti ad alto redshift smettono di diventare più piccoli quando il redshift aumenta. Questo effetto rende lo studio della morfologia ad alto redshift difficile ma possibile. GOODS 13 orbite UDF 400 orbite