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
IRAF
Visualizzazione di una galassia (1, 1a), del suo modello (2, 2a) e del residuo (3,3a) in due diverse lunghezze d’onda
1
3
2
1a
3a
2a
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.
Immagine originale
Dati ottenibili
-
-
Immagini: modello della galassia e
sottrazione del modello dall’immagine
originale
Modello della galassia
Dati: magnitudine, presenza o meno del
disco, rapporto assiale, angolo di
inclinazione
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.
Componente bulge:
Legge di Sersic:
  1/ n 
R
S  Se expbn   1
 Re 



 
• R: rappresenta la distanza dal centro, è la variabile.
• Re: raggio efficace
• n: indice di Sersic.
Componente disco:
Legge di Freeman:
 R 
S S0 exp 
 h 
• R: distanza dal centro, è la variabile
• h: lunghezza di scala del disco

I profili di brillanza
Legge di De Vauculeurs, utilizzata per le ellittiche
Legge De Vauculeurs (per il bulge, in blu) +
Legge Freeman (per il disco, in rosso)
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 dati
Magnitudini
• 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
mtot  2,5log 100,4mb 100,4 md 
formula (1):
m  m0  mr  kx
m0: 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 Galfit
k: 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.
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) + 0.216
V = g – 0.587(g – r) – 0.011
R = r – 0.272(r – i) – 0.159
I = i – 3.337(r – i) – 0.370
U = u – 0.854
Le magnitudini trovate
Tabella 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 A
2: Galassia A1
3: Galassia B
4: Galassia C
5: Galassia D
6: Galassia E
7: Galassia F
Rielaborazione dei Dati
Raggio 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 Dati
Raggio efficace, Eccentricità, Angolo di posizione (disco e bulge), Differenza di magnitudine tra bulge e disco e Tipo morfologico
Grafico che mostra la relazione ∆mI/T
• 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
Legenda del grafico sopra riportato:
T
-5
-3
-2
0
Tipo
E
E-S0
S0
S0/Sa
T
1
2
3
4
5
Tipo
Sa
Sab
Sb
Sbc
Sc
Rielaborazione dei Dati
Raggio 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 Dati
Raggio 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.