Il progetto VIMOS e la VVDS (VIMOS/VLT Deep Survey) Elena Zucca (INAF-OABo) on behalf of the VIMOS consortium Bologna, 8 gennaio 2004 Consorzio italo-francese (P.I. O.LeFevre – CoP.I. G.Vettolani) • Bologna • Marsiglia INAF-Osservatorio INAF-IRA Università LAM OHP • Milano INAF-Osservatorio INAF-IASF • Napoli INAF-Osservatorio • Parigi IAP • Tolosa OMP Persone coinvolte nell’area bolognese • OABo • IRA Sandro Bardelli Alberto Cappi Paolo Ciliegi Hans de Ruiter Marco Lolli Roberto Merighi Paolo Montegriffo Lucia Pozzetti Gianni Zamorani Elena Zucca Marco Bondi Mauro Nanni Paola Parma Paolo Vettolani Alessandra Zanichelli • Università Loretta Gregorini Bruno Marano Micol Bolzonella (post-doc) Angela Bongiorno (contrattista) + 2 laureandi Finanziamenti e personale extra • CNAA 1998 - 2001 440 Keuro (TOT) • CNR 2000 93 Keuro (TOT) • INAF 2002 15.5 Keuro (BO) • COFIN 2000 110 Keuro (BO) 2003 87 Keuro (BO) Alberto Marchesini, Angela Peria (dipendenti OABo fino al 1999) Laurence Tresse (IRA 1998 - 1999) Tom Oosterloo (IASF/IRA 1998 - 1999) Laurent Marty (IRA 1999 - 2000) Alessandro Pancaldi (IRA 2000 - 2002) Henry McCracken (Univ/OABo 2001 - 2003) VIMOS: motivazioni L’Universo vicino è ben descritto da survey locali, come la 2dFDRS e la SDSS, che contengono 105 – 106 galassie. Per ottenere una conoscenza altrettanto dettagliata dell’Universo lontano servono grandi campioni di galassie ad alto redshift. È quindi necessario uno strumento che abbia capacità multioggetto su un grande telescopio, per ottenere grandi campioni di galassie a limiti deboli. VIMOS: caratteristiche VIMOS (Visible Multiobject Spectrograph) è montato al fuoco Nasmyth del VLT/UT3 Il contratto per la costruzione di VIMOS è stato firmato nel 1997 Lo strumento è costato 5.4 milioni di marchi La prima luce è stata il 26 Febbraio 2002 VIMOS: caratteristiche VIMOS può funzionare in modo: IMAGING MOS IFU . VIMOS: caratteristiche Field of view: 4 quadranti di 7’ x 8’ (1 pix = 0.205 arcsec) Spectral range: 3700 – 10000 A (con 2 grism) Risoluzione: bassa (200) media (600) alta (2500) Multiplex MOS: 600 – 800 slit in bassa risoluzione 150 – 200 slit in alta risoluzione Integral Field Unit: 6400 fibre, a bassa risoluzione: diametro 0.67’’ – 0.33’’ field of view 54’’ x 54’’ – 27’’ x 27’’ La VVDS: scopi scientifici principali Scopo della VVDS è ottenere un campione ben popolato su un ampio intervallo di redshift per studiare: - Evoluzione delle funzioni di luminosità e di massa e del tasso di formazione stellare dei vari tipi di galassie nei diversi ambienti. - Proprietà ed evoluzione del clustering su un ampio intervallo di redshift e ricerca di ammassi distanti. - Campione di AGN ottenuto senza pre-selezioni. - Proprietà di oggetti “rari”, quali EROs e LBGs. La VVDS: strategia Imaging Survey: 4 fields 2x2deg² Imaging Catalog UBVRIK 3millions objects Build VLT-VIMOS guaranteed VLT nights Redshift Survey VIMOS Wide z<1.3 50000 z - IAB<22.5 +B&K selected VIMOS Deep z<5+ 25000 z - IAB<24 +B&K selected VIMOS Ultra-deep a few 1000 z - IAB<25 La VVDS: il campione fotometrico BVRI imaging (CFH12K al CFHT) su 4 aree 2x2 deg2 Deep BVRI imaging (CFH12K al CFHT) su un’area di 1 deg2 U imaging (WFI al 2.2m ESO) su un’area di 0.7 deg2 JK imaging (SOFI all’NTT ESO) su un’area di 150 arcmin2 A Composite BVRIK image (~5x5 arcmin) La VVDS: progetti paralleli Sull’area della survey sono in corso: - 1.4 GHz survey al VLA - Narrow band (920A) imaging al CFH12K - Puntamenti XMM - Osservazioni HST (COSMOS) - Osservazioni SIRTF (SWIRE) - Osservazioni UV (GALEX) La VVDS: stato della survey 29 notti assegnate nel 2002 (9 non buone) 5 mezze notti 22-27 dicembre 2003 Field 65% z sicuri 15% z falliti 20% z “incerti” (bassa qualità + z desert) IAB<22.5 0226-04 9188 1000+03 2595 2217+00 6849 CDFS Total end 2002 IAB<24 2109 9444 11297 La VVDS: riduzione dati Dati ridotti con VIPGI, la pipeline del consorzio Misura dei redshift in parte automatizzata con un programma del consorzio (KBRED) e in parte manuale A Bologna è stato ridotto circa 1/4 dei dati Un team bolognese ha eseguito circa metà delle osservazioni del 2002 La distribuzione spaziale Wide <z>=0.7 sample Deep sample Redshift desert Funzione di luminosità globale I dati della VVDS permettono di determinare per la prima volta da un unico campione omogeneo la funzione di luminosità da z=0 fino a z=1.5, con intervalli in redshift contenenti centinaia di galassie. Funzione di luminosità per tipo spettrale Il numero di galassie è tale da permettere di determinare la funzione di luminosità divisa per tipi spettrali in funzione del redshift Campo di densità e ammassi z=0.9 z=1 Il numero di galassie e l’intervallo in redshift campionato Density field permettono di studiare il campo di densità in tre dimensioni (α,Galaxies δ, z) e individuare ammassi distanti, selezionati con criteri puramente ottici z=0.9 z=1.3 z=1.2 z=0.8 z=1.2 z=0.8 z=1.1 z=0.7 z=1.1 z=0.7 z=0.6 z=0.6 30Mpc z=1 z=0.9 z=0.5 2DFGRS/SDSS stop here z=1 AGN Identificazione di AGN direttamente dal campione spettroscopico senza alcuna preselezione La survey radio Osservazioni VLA a 1.4GHz 1054 radiosorgenti su un’area di 1 deg2 Analisi dei conteggi Identificazione delle controparti ottiche Tempo osservativo (assegnato) - CFHT con CFH12K: 30 notti - ESO-NTT con SOFI: 33 notti - ESO-2.2m con WFI: 24 notti - ESO-VLT con VIMOS: 31.5 notti - VLA: 60 ore Pubblicazioni 13 articoli di tipo tecnico 9 interventi a congresso 4 articoli con referee Competitività della VVDS Il progetto direttamente concorrente è laabbiamo survey Per conservare il vantaggio che DEEP2 che usa DEIMOS al Keck in questo momento, è importante avere Lo stato di avanzamento dei due progetti è simile, assegnate le notti mancanti di tempo ma DEIMOS/DEEP2 utilizza un taglio in colore per pre-selezionare oggetti ad alto redshift: in garantito. questo modo però si introduce un bias nei risultati. La VVDS non è affetta da questo bias.