PLS Prova di Laboratorio 1 19 febbraio 2013

La radiazione elettromagnetica dal cosmo

PLS

Prova di Laboratorio 1 19 febbraio 2013 Obiettivi della prova:

1­   Misurare   il  redshift  z= 

−



  di   5   galassie   e   determinarne   velocità   di 

allontanamento ( v

) e distanza (d) utilizzando la relazione (non relativistica) fra  v

e  z z=v

/ c     [1]

(c è la velocità della luce c=299792 km/sec),  e la relazione di Hubble: 

v

=H

d   [2]

(assumendo in  quest'ultima   H

=70 km /sec Mpc _).

2­ Utilizzare la relazione relativistica (relatività speciale) fra z e v

v

=c⋅ 1z 

−1

1z 

1  ^[3]

e determinare di quanto differiscono le distanze determinate utilizzando la [3] e la [2] (invece  della [1] e della [2])

3­ Per le galassie il cui spettro mostra le seguenti righe di emissione: 

H

,[O III ]

H

,[N II]

[S II]

e [S II ]

misurare, oltre al  redshift  (e alla distanza) i flussi delle righe per   stabilire, per mezzo dei  digrammi diagnostici allegati, il tipo di attività (star burst,  o  AGN active galactic nucleus)   presente in queste galassie. 

Per   fare  tutto   ciò   utilizzeremo  alcuni  comandi   che  si  trovano  all'interno   di  IRAF  (Image 

Reduction   and   Analysis   Facility)   un   pacchetto  software  utilizzato   dagli   astronomi   per 

analizzare i dati astronomici (non soltanto gli  spettri ottici!).

Per iniziare:

1)  Effettuate il login utilizzando le credenziali che vi sono state assegnate.

2) I PC hanno un doppio sistema operativo Windows e Linux occorre scegliere Linux.

3)  Utilizzando un navigatore web dirigetevi  a 

http://gbm.bo.astro.it/paola/didattica/pls2013/  e scaricate tutti  i file (con  l'estensione fits) che trovate. (il formato FITS  flexible image transport system è un  formato standard utilizzato in astronomia)

4)  Aprite un terminale di tipo console. 

5)  Digitate mkiraf e su richiesta del tipo di terminale digitate xgterm.

6)  Digitate xgterm & (se non funziona digitate  xterm &).

7)  Dalla nuova  console che si aprirà (quella a sfondo bianco) digitate  cl.

8) Digitate noao e poi oned.

9) Digitate  splot  seguito da  gal1  (non occorre mettere l'estensione  fits).  Comparirà una  nuova finestra (grafica) con lo spettro della galassia. Per vedere meglio una porzione  dello spettro (fare lo zoom su una regione) posizionate il cursore a sinistra della zona  che volete ingrandire e digitate a poi a destra della zona e digitate a. Lo zoom si può  effettuare più di una volta fino a che non si ottiene l'ingrandimento desiderato. Per  tornare alle condizioni iniziali (no zoom) digitate c.

Se   posizionate   il   cursore   al   centro   della   riga   di   assorbimento   e   pigiate   la   barra  spaziatrice ottenete la lunghezza d'onda corrispondente a quella posizione. 

Per uscire da splot digitate (sullo spettro)  q (quit)

Guida allo svolgimento della prova :

Conviene separare gli spettri che presentano le righe di emissione che servono per utilizzare  i diagrammi diagnostici da quelli che non le hanno.  Per fare ciò occorre esaminarli tutti e 6. 

La Fig. 1 (che mostra un tipico spettro in emissione) puo' aiutare a capire se gli spettri  presentano o meno le righe che servono per i diagnostici. Suddivideremo gli spettri in 2  gruppi: quelli che non hanno tutte le righe in emissione (gruppo 1) e quelli che le hanno  (gruppo 2).

Per gli spettri del   primo gruppo si dovranno svolgere solo i punti 1) e 2), per quelli del  secondo gruppo anche il punto 3).

ATTENZIONE:  in alcuni spettri sono presenti delle righe dalla forma “strana” (emissione ed 

assorbimento quasi a contatto fra loro), una di queste, la più forte si trova a 5577 A. Non 

sono  righe dello spettro della galassia ma righe mal sottratte (da cui la forma bizzarra) 

prodotte dalla nostra atmosfera.

Gruppo 1 

Punti [1] e [2]  misura del redshift  e della distanza

Gli spettri del  gruppo 1  presentano   righe in emissione e in assorbimento. E' conveniente  identificare quelle in emissione servendosi delle Figure 1 e 2. Poi, utilizzando i dati della  Tabella 1 si può calcolare uno z approssimativo per mezzo della relazione:

z= 



−1  

(che discende direttamente dalla definizione di z) a cui dovrebbero trovarsi gli assorbimenti  (elencati in Tabella 2). 

Una volta identificato tutto l'identificabile, procedere ad una misura più accurata utilizando  il comando k  di splot: posizionarsi a sinistra della riga e pigiare k e poi ripetere l'operazione  a destra. Sulla riga verrà disegnata la gaussiana che meglio le si adatta (best fit) e sotto al  grafico  si   otterrà la posizione del centro della riga.  Se il  fit  è buono  (ossia se la riga  assomiglia abbastanza alla funzione di Gauss) la posizione del centro ottenuta in questo  modo  è  più  accurata di  quella  ottenuta con  la  barra  spaziatrice.  Oltre  al  centro   il  k k  fornisce   altri   valori   fra   cui   anche   il   flusso   della   riga,  ossia   l'energia   della  riga  ottenuta  misurando   l'area,   calcolando   l'integrale,   sottesa   dalla   curva   fittata,   che   servirà   per   le  galassie del  gruppo 2. Se il  fit  non vi soddisfa potete ripeterlo digitando  r  (reset) e poi di  nuovo utilizzando k k. Se l'approssimazine di Gauss alla forma della riga non e' soddifacente  utilizzate la barra per ottenere una misura del centro piu' accurata.

Se   le   righe   sono     un   po'   sovrapposte   fra   loro  (come   può   accadere   nel   caso   di  [NII ]

H

,[NII ]

  o dei due [S II] ) dovete usare il comando d (deblend) al posto del k k,  digitando  d  a sinistra e a destra di tutto il complesso di righe. Poi posizionate il cursore  all'incirca sul centro di ciascuna riga e digitate g (fit gaussiano), seguito da q (quit) quando  avete finito di identificare tutti i picchi. Richiedete il fit simultaneo di tutte le righe digitando  a  (all)   2   volte,   e   del   continuo   digitando  y  (yes).   A   questo   punto   comparirà   il  fit  della  gaussiana multipla. Se non siete soddisfatti date un r (reset) e ricominciate, se invece vi va  bene   trascrivete   la   posizione   del   centro   sulla   Tabella   dedicata   a   ciascuna   galassia   (per  ottenere tutti i valori "fittati" per tutte le righe pigiate  +). 

Con q (quit) uscite dal  grafico dello spettro.

Una volta riportati tutti i valori delle misure del centro delle righe nelle tabelle predisposte  per ciascuna galassia, calcolate lo z medio, l'errore e la distanza utilizzando le 2 relazioni  (non relativistica e relativistica)

         Fig. 1 ­ Spettro con righe di emissione 

Fig. 2 ­ Spettro con righe di emissione e di assorbimento 

Tabella 1

Righe in emissione che possono essere presenti nello spettro delle galassie

(Sb,Sc,Sd,Irr, Starburst e AGN )       

Elemento λ

( in Angstrom)

[ OII ] ^3727.4

H

^3797.9

H

3835.4

[ He I ] ^3888.7

H

^4101.7

H

4340.5

[ OIII ] ^4363.2

H

^4861.3

[ OIII ] ^4958.9

[ OIII ] ^{* 5006.8}

[ OI ] ^6300.3

[ OI ] ^6363.8

[ NII ] ^6548.1

H

^{* 6562.8}

[ NII ] ^{* 6583.5}

[ SII ] ^{* 6716.4}

[ SII ] ^{* 6730.9}

L'asterisco indica le righe per cui è necessario ( diagrammi diagnostici) misurare anche il 

flusso (solo per gli spettri del gruppo 2).

Tabella 2  

Righe in assorbimento più  frequenti negli spettri delle galassie (ellittiche, S0, Sa, Sb)

Element 

( in Angstrom) Fraunhofer

id/notes

CaII 3933.7 H

CaII 3968.5 K

Fe Ca 4304.4 G-band

Fe I 5015.0

Mg I 5175.3 b

Fe I 5270.0

Fe I 5782.0

Na I 5894.0 D

Gruppo 2 

Punti [1] e [2]  come per il gruppo [1], ma contestualmente alla misura del centro delle righe  (utilizzando k k o   d d) acquisire anche la misura del flusso (solo per le righe che servono  per i diagnostici). Riportare le misure nelle tabelle predisposte per ciascuno spettro.

Misurati   i   flussi   occorre   farne   il   rapporto   e   prendere   il   logaritmo   (decimale)   di   questa  quantità.

IMPORTANTE: nel diagnostico 2 per [S II] si intende la somma dei flussi delle 2 righe dello 

zolfo ionizzato.

Gruppo 1

       Nome spettro: 

Elemento Em/Ass 



^z

<z> = +/-

(cosa mettiamo come errore? Deviazione standard? (massimo-minimo)/2 ? Sono uguali? Chi è maggiore e perchè ?)

Distanza (non relativistica) = Distanza (relativistica) =

Eventuali NOTE :

Gruppo 1

       Nome spettro: 

Elemento Em/Ass λ



^z

<z> = +/-

Distanza (non relativistica) = Distanza (relativistica) =

Eventuali NOTE :

Gruppo 2

Nome spettro:

Elemento 



^z Flusso (solo per le righe per i diagnostici)

<z> = +/- Distanza=

log [ O III ]

H

⁼

log [ N II ]

H

⁼

log [ S II ]

H

=

Classificazione dell'attività:

Gruppo 2

Nome spettro:

Elemento 



^z Flusso (solo per le righe per i diagnostici)

<z> = +/- Distanza=

log [ O III ]

H

⁼

log [ N II ]

H

⁼

log [ S II ]

H

=

Classificazione dell'attività:

Gruppo 2

Nome spettro:

Elemento 



^z Flusso (solo per le righe per i diagnostici)

<z> = +/- Distanza=

log [ O III ]

H

⁼

log [ N II ]

H

⁼

log [ S II ]

H

=

Classificazione dell'attività:

Il diagramma diagnostico n° 1.

Sotto la curva si trovano le Starburst, sopra i Nuclei Galattci Attivi (AGN)

Il diagramma diagnostico n° 2.

Sotto la curva si trovano le Starburst, sopra i Nuclei Galattci Attivi (AGN). Questo diagnostco

consente anche di discriminare il tipo di attività nucleare tra Seyfert e Liner (Low Ionization

Nuclear Emission line Region) .