Lo Star Formation Rate nelle galassie a spirale

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Lo Star Formation Ratenelle galassie a spirale
IL CIELO COME LABORATORIO EDIZIONE 2008/2009

• Carraro Mattia
• Moretto Daniele
• Stellin Filippo
• Stellin Gianluca

Liceo Scientifico Galileo Galilei, Dolo (VE)
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Introduzione

• Caratteristiche delle galassie selezionate
• 20 oggetti
• redshift compreso tra 0 e 0,035
• evidenti righe di emissione Ha, Hß e OIII
• Indici di colore u-g compresi tra -1 e 2
• (quindi elevata magnitudine nel filtro B)

Selezione di spirali ricche di stelle giovani e
calde (oltre 10000 K di temperatura
superficiale), distinguibili da quelle
ellittiche, contenenti stelle coeve
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Dati Osservativi

• Dal Catalogo SDSS Data Release 6 abbiamo
  prelevato
• Coordinate delle galassie (Ascensione Retta e
  Declinazione)
• Magnitudini di fibra nei filtri u, g, r, i, z
• Magnitudini totali u, g, r, i, z
• Gli spettri dei 20 oggetti in formato FITS, da
  cui abbiamo ricavato

• le lunghezze donda di Ha, Hß e OIII
• flussi delle righe Ha e Hß

Valori ricavati dal sito http//cas.sdss.org
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Utilizzando i dati osservativi

• Calcolato sperimentalmente il redshift delle
  galassie
• Corretto flussi righe Ha e Hß eliminando dagli
  spettri leffetto reddening (dovuto
  allestinzione da polvere interstellare)

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Calcolo delle distanze

• Dopo aver rilevato lo spostamento medio z delle
  righe Ha, Hß e OIII con lequazione

Abbiamo ricavato la distanza delle galassie in
Megaparsec, avvalendoci della legge di Hubble
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LEstinzione
Le differenze tra i flussi sperimentali (F) e
quelli intrinseci (I) sono attribuibili
allestinzione da polveri interstellari relativa
alla nostra galassia. Questo fenomeno è
influenzato anche dalla posizione della galassia
rispetto alla Via Lattea i raggi luminosi
compiono percorsi diversi a seconda della loro
provenienza, e attraversano diversi aggregati di
polveri e gas. I flussi sperimentali sono stati
quindi corretti con il task epar deredden di
IRAF.
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Il reddening delloggetto 587724199885013149
Lestinzione (reddening), si deve al mezzo
interstellare che assorbe parte della radiazione
emessa, soprattutto a piccole lunghezze donda
lintensità luminosa, di conseguenza, risulta
attenuata nella regione del blu e del violetto.
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Estinzione

• Il task epar deredden di IRAF, ha impiegato la
  legge di Clayton, Cardelli e Mathis per
  correggere i flussi
• A(?) ? assorbimento di magnitudine per una ?
  specifica
• A(V) ? assorbimento di magnitudine nel visibile
  (filtro V)
• R(V) ? rapporto selettivo, dipende dal mezzo
  interstellare attraversato , pari a 3,1

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Estinzione procedimento

• I parametri a e b dipendono, secondo la legge
  empirica CCM, da un valore y
• a(y) 1 0.17699y 0.50447y2 0.02427y3
  0.72085y4 0.01979y5 0.77530y6 0.32999y7
• b(y) 1.41338y 2.28305y2 1.07233y3
  5.38434y4 0.62251y5 5.30260y6 2.09002y7
• dove

Temperatura media della galassia
Lunghezza donda, in Ha e Hß è pari a 6563 Å e
4861 Å
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Estinzione grafico
Il grafico mostra a b/R(V) in funzione della
lunghezza donda quando ??0 lestinzione
raggiunge i valori massimi, mentre si riduce
verso linfrarosso.
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Procedimento

• Sapendo che il valore dellassorbimento in una ?
  è pari alla differenza tra le due magnitudini
  (sperimentale e intrinseca) calcolate in quella
  ?
• Dalla precedente, sostituendo i valori nelle due
  lunghezze donda, si ricava

1
2
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Procedimento

• Trovati i valori di a e b riferiti ad Ha e Hß e
  sostituendoli insieme a R(V) alla legge CCM si
  ricava
• A(Ha) A(V)(0,8177)
• A(Hß) A(V)( 1,1642)
• Sostituendo lassorbimento nelle lunghezze donda
  Ha Hß con le relazioni 1 e 2 si ricava
• Per ricavare i valori dei flussi è stato
  ottenuto A(V) sfruttando il decremento di Balmer
• nelle relazioni precedente trovate

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Luminosità LH? e LHß e Magnitudini

• Trovate luminosità con la formula che le mette in
  relazione al flusso

Dove d è espressa in cm e la luminosità in
ergs(-1)

• Magnitudine apparente B a partire da
  magnitudini di fibra g e u (quindi riguardante
  emissioni di unarea di diametro 3 darco)

• Magnitudine assoluta B con la formula

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Luminosità B

• Per ogni area di diametro 3 darco di ogni
  galassia (quindi attorno al bulge)

Luminosità Sole 3,91033 erg/s Magnitudine
Sole 5,48
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Grafico in TopCat

• Ascisse luminosità emissioni Halfa
• Ordinate luminosità in B
• Scala logaritmica

Risultato dellinterpolazione funzione
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Ipotesi
La relazione precedentemente trovata riguardante
le luminosità delle parti centrali delle galassie
si può applicare anche alle luminosità delle
intere galassie
Copiamo da internet i valori delle magnitudini
totali nei filtri u e g e ripetiamo i passaggi
Ora abbiamo la luminosità in B di tutta la
galassia
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Da
E quindi
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Calcolo dello SFR
Ottenuta la luminosità Ha per ogni galassia,
abbiamo trovato il numero di fotoni ionizzanti
allorigine di tale emissione di energia
e il tasso di formazione stellare espresso in
M?/anno, sulla base della formula di Kennicutt
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Stelle O5

• Dal momento che una stella O5 emette circa
  1049,67 fotoni ionizzanti al secondo, si può fare
  una stima sul numero teorico di stelle O5
  presenti in ciascuna galassia

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SFR
Tipo SFR (Manno-1)
S0, ellittiche, nane ?0
spirali 20ltgt100
starbursts 100ltgt1000
IR starbursts gtgt1000
Valori elevati di SFR sono riconducibili a
galassie con giovani popolazioni stellari, dove i
gas presenti ri- emettono la radiazione al di
sotto del limite di Lyman (912 Å), cioè della ?
dellultravioletto.
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(No Transcript)
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Galassie nane a basso SFR
Immagine e spettro delloggetto 5
587724650874273872 (0,29 M?/anno)
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Galassia a medio SFR
Immagine e spettro delloggetto 14
587726016159350922 (5 M?/anno)
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Galassie ad alto SFR
Immagine e spettro delloggetto 12
587726101483552789 (70 M?/anno)