slide1 n.
Download
Skip this Video
Loading SlideShow in 5 Seconds..
Attività di ricerca: osservazioni e analisi dati PowerPoint Presentation
Download Presentation
Attività di ricerca: osservazioni e analisi dati

Loading in 2 Seconds...

play fullscreen
1 / 28

Attività di ricerca: osservazioni e analisi dati - PowerPoint PPT Presentation


  • 134 Views
  • Uploaded on

Attività di ricerca: osservazioni e analisi dati. Fotometria Stellare : Caratteristiche: Telescopi locali, telescopi nazionali ed internaz. siti a terra e nello spazio Range spettrale : ottico – vicino IR Misure ad alta precisione fotometrica

loader
I am the owner, or an agent authorized to act on behalf of the owner, of the copyrighted work described.
capcha
Download Presentation

Attività di ricerca: osservazioni e analisi dati


An Image/Link below is provided (as is) to download presentation

Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author.While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server.


- - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - E N D - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - -
    Presentation Transcript
    1. Attività di ricerca: osservazioni e analisi dati Fotometria Stellare: Caratteristiche: • Telescopi locali, telescopi nazionali ed internaz. siti a terra e nello spazio • Range spettrale: ottico – vicino IR • Misure ad alta precisione fotometrica • Metodo del PSF fitting (Romafot, Daophot, Dophot, HSTphot) • Fotometria in campi ad alta densità stellare • Fotometria in regioni con forti gradienti di background Linee di ricerca: • Ammassi stellari galattici e delle Nubi di Magellano • Stelle Variabili (RRLyrae, Cefeidi) • Supernovae • Gamma Ray Burst • Novae • Fluttuazioni di Brillanza Superficiale (SBF) • Pianeti extrasolari

    2. Fotometria di ammassi stellari galattici e delle Nubi di Magellano • Impatto su: • Teoria di evoluzione stellare (campione omogeneo di stelle ad eguale distanza verifica di accuratezza e precisione dei modelli) • Popolazioni stellari antiche (età  cosmologia) • Formazione della galassia (differenze di età e metallicità) • Funzione iniziale di massa (IMF) • et al. • Esempi di linee di ricerca specifiche: • accuratezza fotometrica e test per modelli stellari • variabili RRLyrae (distanze, teoria pulsazioni, etc) • Ammassi globulari in LMC • Ammassi ‘giovani’ (età < 5 Gyr) in LMC

    3. Fotometria di ammassi globulari galattici (GGCs) NGC 6362 : un esempio di misure di eccezionale accuratezza fotometrica ( (V) 0.01 mag) Confronto con i modelli di evoluzione stellare Tilt dell’HB se z > 0.001 NGC 6441 e NGC 6388 HB tilt e’ funzione di Z? Confronto con diagrammi CM sintetici fondamentale prima di utilizzare modelli per la deconvoluzione delle proprietà integrate dei sistemi stellari remoti Collab.: INAF-OA Teramo CTIO Cile

    4. Fotometria di ammassi globulari galattici (GGCs) Osservazioni nelle bande BVIC di ammassi ricchi di RR Lyrae Importanza dello studio delle RR Lyrae • Le RR Lyrae sono con il tip dell'RGB il più importante e utilizzato indicatore di distanza per le popolazioni stellari vecchie. • Le connessioni tra le proprietà pulsazionali delle variabili e i parametri evolutivi (massa, luminosità e temperatura effettiva) permettono l’uso di caratteristiche facilmente osservabili come ampiezze e periodi per ottenere informazioni indipendenti sullo stadio evolutivo della struttura pulsante. In tempi più recenti anche la forma delle curve di luce (parametri di Fourier, Kovacs & Walker 2000 o best fit della curva con i modelli, Castellani et al. 2001) viene usata per dedurre informazioni utili. • Collaborazioni nazionali su variabili pulsanti: • INAF-OA Roma • INAF-OA Napoli • Collaborazioni internazionali • A. Layden (Depart. of Physics and Astronomy, Bowling Green University ,Ohio, USA) • J.Storm(Astrophysic.Inst.,Potsdam,Germany)

    5. Esempio di analisi dettagliata di variabili RRLyrae: NGC 3201 Problema:arrossamento differenziale (E(B-V) = 0.28 con DE(B-V)=0.15 in 13x13 arcmin).  difficoltà per confronto teoria osservazioni, distanza Dalla fotometria accurata di RRLyrae ed utilizzando una relazione empirica appositamente derivata da un campione di RRLyrae di campo per la stima dei colori medi disarrossati, è stata derivata una mappa di reddening e quindi un confronto stringente con la teoria sia evolutiva che pulsazionale. Piersimoni, Bono, Ripepi, 2002, AJ 124, 1528 Il diagramma CM corretto per l’ arrossamento mostra l’efficacia della mappa calcolata (scala di 1’ la precedente di Schlegel et al. 1998 era > 6’). Tra i risultati la stima della distanza di NGC 3201 con incertezza inferiore alle valutazioni precedenti: • (m-M)0 =13.30 ±0.08 Sviluppi futuri: studio delle variabili di lungo periodo (20 già identificate) ricerca di variabili tra le numerose blue stragglers.

    6. Osservazioni nel vicino IR di variabili RR Lyrae d'ammasso • Vantaggi di osservare le RR Lyrae nel vicino IR • Le incertezze della relazione MV - [Fe/H], relativamente a stima dell'arrossamento (30-40%) e metallicità (±0.2dex), sono tutte meno rilevanti nel vicino infrarosso; • Esiste una stretta relazione MK - logP come conseguenza di una forte dipendenza della magnitudine nella banda K dalla Teff . • Le osservazioni nel vicino IR di variabili d’ammasso sono carenti o per la campionatura insufficientedelle curve di luce o a causa del basso numero di variabili dell’ammasso. Per un campione di ammassi globulari osservazioni da: NTT, TNG e AZT24. Due esempi: SOFI@NTT –  cen(35/150 variabili) SWIRCAM@AZT24 - M92(11/12 variabili)

    7. Osservazioni nel vicino IR di variabili RR Lyrae d'ammasso • Relazione periodo – luminosità (Bono et al. 2001)  stima della distanza di  cen  cen • Diagramma colore – magnitudine per  cen (circa 50 misure per stella) • Colori infrarossi poco sensibili al reddening • (V - K) buon indicatore di temperatura – test ottimale per modelli evolutivi e di atmosfera (mixing length, opacità etc.) Piersimoni et al., 2003, Mem. S.A.It. Del Principe et al. in preparazione

    8. Variabili RR Lyrae 'metal-rich' di campo Le variabili RR Lyrae sono rare negli ammassi metal-rich, ma una popolazione significativa può essere studiatanelle vicinanze del sole. Un campione delle curve di luce delle variabili osservate al telescopio TNT (BVI) I dati raccolti hanno permesso un confronto delle caratteristiche pulsazionali osservate con quelle previste dai modelli. In particolare i periodi minimi per i pulsatori nel modo fondamentale hanno rivelato un buon accordo con i modelli e quindi con il Y/ Z adottato nel calcolo di questi. Castellani, V. et al. (1998) A&A 333, 918 Di Luigi, L. Tesi di laurea , Universita` de L'Aquila, 1998

    9. Variabili RR Lyrae 'metal-rich' di campo Nel piano di Bailey risulta invece evidente la discrepanza con le previsioni teoriche relativamente alle relazioni tra ampiezze e periodi (e quindi luminosità) e i dati osservati. Questo ha fatto ipotizzare che le RR Lyrae con periodi più brevi possano appartenere ad una popolazione “giovane” a cui quindi competerebbe una luminosità più bassa. • Castellani, V. et al. (1998) A&A 333, 918 • Di Luigi, L. Tesi di laurea , Universita` de L'Aquila, 1998

    10. Fotometria di ammassi stellari delle Nubi di Magellano (MC) Telescopio: NTT SW: Daophot Determinata, per la prima volta, l’età degli ammassi globulari più antichi della LMC con la precisione del metodo del Turn-off campione di 4 ammassi globulari Collab.: OOAA Teramo, Bologna Univ. Pisa, Bologna

    11. Fotometria HST di ammassi stellari delle Nubi di Magellano (MC) Database omogeneo di diagrammi CM di oltre 20 ammassi stellari di età compresa tra 5 Myr e 15 Gyr Impatto su: • Teoria di evoluzione stellare • Sintesi di popolazione (star formation burst) • Telescopio: HST (archivio) • SW: Daophot

    12. Fotometria HST di ammassi stellari delle Nubi di Magellano (MC) Esempio di analisi dettagliata di CMD: NGC 1866 Collab.: INAF-OA Teramo, Roma, CTIO Cile, Univ. Liverpool Uno dei più ricchi di stelle tra gli ammassi della LMC. Osservazioni V, I con HST:GO-8151. 2 puntamenti che coprono circa il 90% della dimensione apparente dell`ammasso. 1. Osservazioni profonde (sino a V=25mag) • Distanza di NGC 1866: fit della sequenza principale • Studio della Funzione di luminosità (FL) • Funzione Iniziale di Massa (IMF) 2. Osservazione del core dell`ammasso: • Analisi della popolazione di stelle in fase di bruciamento di elio al centro. • Test delle teorie evolutive: overshooting o modelli classici? • Possibili fenomeni di Segregazione di Massa PC-centered WF3-centered

    13. Diagrammi colore-magnitudine e Funzioni di Luminosità di NGC 1866 WF3-centered FL Globale NRG =170 PC-centered

    14. Funzione Iniziale di Massa FL in funzione del raggio R FL globale: dN/dM  M - 0.7 < M/MSUN < 7 Segregazione di massa (?)=2.35 (Salpeter)

    15. Modelli stellari classici o con “mild overshooting” La Funzione di Luminosità osservata risulta in buon accordo con la funzione di luminosità teorica, ottenuta dai diagrammi Colore-Magnitudine sintetici previsti daimodelli stellari classici. Presenza di sistemi binari non risolti: ~ 30-40 %. Se presente il fenomeno di overshooting, si suggerisce per il coefficiente di overshooting () al più un valore ~ 0.1 (d =  HP, dove HP è l`altezza di scala della pressione).

    16. Distanza di NGC 1866: MS-fitting method Calibrazione ZAMS con Iadi (Hipparcos) [Fe/H] = -0.50 dex (Hill et al. 2000) Spettroscopia ad alta risoluzione • Dal fit con il CMD sintetico t = 140 MyrZ=0.007 Y=0.24 E(B-V) = 0.06 mag (m-M)0 = 18.35 ± 0.05 mag NGC 1866 Walker Raimondo Di Carlo et al. 2001 ApJ 560,139

    17. La stima della distanza di LMC è di cruciale importanza per definire la scala delle distanze. MS-fitting: (m-M)0 = 18.33 ± 0.05 mag Sviluppi futuri 1. Metodo del MS-fitting con altri ammassi di LMC: già ridotti dati di 5 ammassi (archivio HST) 2. Oltre 20 (!) Cefeidi in NGC 1866, opportunità unica: 2 indicatori di distanza primari in un singolo sistema stellare. Osserv. FORS2@VLT (fine 2003) Stime di distanza di LMC (Benedict et al. 2002).

    18. FOLLOW-UP DI SNe VICINENELL’OTTICO E NELL’INFRAROSSO TELESCOPI COINVOLTI: TNT (0.72m) – OACT Teramo AZT 24 (1.1m) – Campo Imperatore TNG (3.58m) – La Palma 1.8 m – Asiago (PD) 1m – Tonantzintla (Mexico) 2.1m – Cananea (Mexico) BTA (6 m) – Caucaso 0.72 m – Crimea Schmidt (0.9m) – Campo Imperatore CARATTERISTICHE: • buon campionamento temporale telescopi con tempo dedicato ed accessibili con rapidità • buona qualità fotometrica es.:σ(J) < 0.1mag per J~15mag • copertura delle curve di luce su ampio range di lunghezza d’onda UBVRIJHK SN1999el

    19. OBIETTIVI: • Studio di fenomeni di perdita di massa per SNe di tipo IIn • Caratterizzazione delle curve di luce di SNe di tipo Ia su ampio range di lunghezze d’onda e indagine sulla loro uniparametricità • Utilizzo delle stesse per determinazioni di distanza, reddening e come supporto alle modellistiche teoriche sui sistemi progenitori e meccanismi esplosivi • Studio di SNe di tipo IIP come indicatori di distanza • Studio infrarosso di SNe estinte QUALCHE RISULTATO: • SN 1999el:tipo IIn conevidenze di perdita di massa pre-esplosiva stocastica ed asimmetrica; ipotesi per giustificare l’outcome (tipo II o tipo IIn) – Di Carlo et al. 2002, ApJ 573, 144 • SN 2000E: tipo Ia non peculiare le cui curve di luce NIR evidenziano la possibile inadeguatezza della uniparametricità per la loro caratterizzazione – Valentini et al. 2003, ApJ 595, 779 • SN 2001cy: tipo IIP - Unica curva di luce infrarossa in letteratura per questo tipo di eventi – Dolci et al. in preparation • SN 2002cv: tipo Ia, la più estinta mai osservata (AV =7.8 +/- 0.5 mag)scoperta dal team di Campo Imperatore e non visibile nelle bande ottiche B e V – Di Paola et al. 2002, A&A 393L, 21 IN PROGRAMMA: Archivio dati accessibile in rete

    20. Risultati SN2000E (Valentini et al., 2000, IAU Circ. N. 7351) TNT SN2002cv(Larionov et al., 2002, IAU Circ. N. 7901) AZT24

    21. Misure di Fluttuazioni di brillanza superficiale (SBF) Impatto su: scala di distanze extragalattica, formazione galassie, popolazioni stellari, evoluzione stellare Indicatore di: distanza (incertezza ~ 5%), età e metallicità di popolazioni stellari Range di efficacia: da qualche kpc a oltre 100 Mpc Supporto teorico: codice sintesi di popolazione (OA Teramo) Problemi aperti: misure solo in banda I (~300 galassie Tonry et al 2001) e JHK (Jensen et al 2003). Nessuna informazione su popolazioni giovani (t < 5 Gyr) Obiettivi specifici: • Misura di SBF di popolazioni stellari semplici – ammassi LMC e globulari galattici (archivio HST) Collab.: ESO, OA Napoli, Univ. Padova • Misura di SBF di popolazioni stellari complesse – NGC 6951 (TNG), M32 (HST), gradienti in galassie ellittiche (database Tonry 2001, WFPC2/ACS@HST) Collab.: J. Hopkins Univ., ESO, Univ. Salerno, Univ. Hawaii NGC 7768 (100Mpc) M 32 (0.77 Mpc)

    22. Misure di Fluttuazioni di brillanza superficiale (SBF) Risultati preliminari: • LMC: Per la prima volta misure SBF di popolazioni stellari giovani (< 5 Gyr) (BVI) • GGC: Campione di oltre 60 ammassi, dati HST con Nstelle > 104 (dati attuali < 15 GGC, Nstelle ~ 103 ) • Popolazioni stellari in NGC 6951: bande BVI e JHK per stima di t e Z delle pop. stellari in regioni SN I (SN2000E) e SN IIn(SN1999el) Esempio: La misura del colore SBF di NGC 1866: Il modello di sintesi di popolazione prevede:

    23. Supporto fotometrico alla ricerca di pianeti extrasolari TNT • Istituti: - (P.I. R. Gratton) INAF-OOAA PD, CT, TE, FI, MI, TO, BO, IFSI (RM), Univ. PD • Obiettivi:Ricerca di pianeti con misure SARG@TNG • Obiettivi specifici OA Teramo: • individuazione di variabilità intrinseca in stelle candidate con fotometria ad alta precisione ( ~0.01) • calibrazione magnitudini e colori (es.: stima Teff)

    24. Fotometria multibanda di Dwarf Novae TNT • Istituti: - Universita' di Perugia - INAF – OA Teramo • Obiettivi:Definizione delle proprietà del ciclo di outburst di dwarf novae (DNe) con osservazioni BVRI. • Risultati: campione di DNe seguito dal 1998 al 2002 (DV~ 2-6 mag) 9 pubblicazioni su Information Bulletin on Variable Stars Ricerca svolta con piccoli telescopi in grado di effettuare misure fotometriche accurate ed essere rapidamente accessibili: • TNT 0.72 m di INAF-OA Teramo • AIT 0.40 m diUniversità di Perugia (Tosti et al., 1996).

    25. Altri progetti osservativi AZT24 • GRB afterglows nel vicino infrarosso • Studio di Nuclei Galattici Attivi nel vicino infrarosso • Controparti di sorgenti X e gamma nel vicino infrarosso • Variabilità stellare: relazione P-L di RR Lyr di ammasso, LPV (AGB) • Spettroscopia di sorgenti IRAS • Spettroscopia di stelle fredde Identificazione di una LPV di tipo Mira nel Cigno (Spogli, Fiorucci, Dolci, Raimondo, in preparation)

    26. Ricerca di controparti di Gamma-Ray Bursts Modalità: -Osservazioni ottiche nei filtri UBVRI (TNT) -Osservazioni NIR nelle bande JHK (AZT-24) -Too al TNT e all'AZT-24 si osserva l’ area da controllare entro poche ore dal rilevamento del segnale X ~ 12 circolari GCN e IAU GRB010222 in banda J osservato all'AZT24 il 23 Feb. 2001 Collab.: INAF-IASF Bologna e INAF-OA Roma

    27. Ricostruzione dei profili di brillanza superficiale di galassie ellittiche (1) Persone coinvolte: -Valentini G. (INAF-OACT) -Panagia N. (ESA-STScI) -Goudfrooij P. (STScI) -Gilmozzi R. (ESO) Scopo del progetto: Studio delle proprieta', distribuzione spaziale e massa della polvere nella galassia FornaxA (NGC1316)) Osservazioni: -Immagini HST-WFPC2 profonde nelle bande B(F450W), V(F606W) e I(F814W) -Immagini acquisite al VLT nelle bande B,V,I -Immagini acquisite all'ESO 2.2m., nelle bande J,H,K Procedimento: -Costruzione di un profilo di brillanza superficiale direttamente dalle osservazioni senza l'aiuto di funzioni empiriche -Stima dell'estinzione pixel per pixel -Costruzione di una distribuzione di colore per misurare l'arrossamento pixel per pixel e stimare il vettore di arrossamento dai grafici colore-colore Il metodo si basa sulla ricostruzione dei profili attraverso il calcolo delle intensita' isofotali utilizzando fit ellittici senza l'utilizzo di funzioni empiriche

    28. Ricostruzione dei profili di brillanza superficiale di galassie ellittiche (2) Planetary Camera Osservato Fit Mappa estinzione Oltre a definire una mappa di estinzione, ove applicato ad altre galassie ellittiche, il metodo risulta utilizzabile per: -Ricerca efficiente di sorgenti puntiformi (ad es. ammassi globulari) e variabili (ad es. novae) -Misura della luminosita' totale e stima della massa della galassia -Misura delle fluttuazioni di brillanza superficiale