Sole M = 5.61, M = 5.48, M = 4.83

(1)

Sole ^M

^U

^{=5.61, M}

^B

^{=5.48, M}

^V

⁼ ^4.83

(2)

(3)

E B−V =B−V − B−V 

₀

EU −B=U −B−U −B

₀

(4)

(5)

Esercizio 5

Quale e' la magnitudine V di una stella che osservata per 5 minuti in banda V ha fornito

(assumere assenza di assorbimento, o correzione per assorbimento gia' effettuata)

10

⁻¹²

erg s

⁻¹

cm

⁻²

A

⁻¹

Esercizio 6

Stimare il flusso in di una stella di V=0. fotoni s

⁻¹

cm

⁻²

A

⁻¹

h≃6.6×10

⁻²⁷

erg s c≃2.99792×10

¹⁰

cm s

⁻¹

λ

_V

≃5500 A

(6)

Esercizio 7

Riceviamo da due stelle in banda V 1 e 10 fotoni

. Quali sono le loro magnitudini?

( s

⁻¹

cm

⁻²

A

⁻¹

)

Esercizio 8

Quanti fotoni raccogliamo dalla stella piu' debole se utilizziamo un telescopio da 4 metri di apertura,

osservando in banda V con una posa da 20 minuti ?

(7)

collisioni con particelle

eccitazione dovuta a:

radiazione solare L'atmosfera assorbe ed emette:

Aurora,airglow da ISS

(8)

[OI] 5577, 6300 Righe “proibite”

Eccitazione per collisione da particelle

aurora

L'intensità delle righe è funzione dell'attività solare

airglow Bande rotazionali e vibrazionali dell' OH. Molto forti, vicine fra loro e nel near IR

L' OH si produce a 85 km di altezza per fotodissociazione dell'ozono e combinazione col vapore d'acqua

O

₃

  OO

₂

O+ H

₂

O → 2OH

(9)

(10)

(11)

2MASS (two micron all sky survey)

U na survey di tutto il cielo nel vicino IR.

“Pensata” nel 1969

Parte alla fine degli anni '90 (1997 Nord, 1998 Sud) .

Due telescopi da 1.3 m completamente automatizzati (Mt. Hopkins Arizona e CTIO Cile).

Completata nel 2001

(12)

NGC 6822 (500 kpc) v

_r

=−57 km / s

m– M ?

(13)

m– M = 31.46

(14)

Cousins 1976, MNRAS 81,25

(15)

Thuan & Gunn 1976, PASP, 88, 543

u 3530 400

v 3980 400

g 4930 700

r 6550 900

(16)

Bessel 1990, PASP, 102,1181

U 3604 601

B 4355 926

V 5438 842

R 6430 1484

I 8058 1402

L'introduzione dei CCD comporta una

modifica delle bande

(17)

(18)

ESO- WFI

SDSS

(19)

SDSS (SLOAN DIGITAL SKY SURVEY)

U n telescopio automatico

“dedicato” 2.5 m (Apache Point Observatory New Mexico)

1 camera da 120 milioni di pixel, per una area di cielo pari a 1.5 gradi quadrati.

2 spettrografi a fibre ottiche capaci

di acquisire 600 spettri alla volta

Osservazioni iniziate nel 2000

(20)

5 colori, 6 ccd (2048x2048) per colore.

Fotometria di 500 milioni di oggetti Spettri di 2 milioni di oggetti

(21)

36 delle 500 Sn Ia scoperte dalla SDSS

(22)

(23)

(24)

(25)

(26)

Gregory & Thompson, 1978

Geller & Huchra, 1988

(27)

(28)

Gregory & Thompson, 1978

(29)

Bessel, 2005, Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 43, 293

Un bell'articolo di review sui sistemi

fotometrici

(30)

U B V R I

La Silla 22.8 21.7 20.8 19.5

Paranal 22.3 22.6 21.6 20.9 19.7

La Palma 22.0 22.7 21.9 21 20

Mauna Kea 22.22 21.29

Brillanza superficiale del cielo

F450W (B) F606W (V) F814W (I)

HST 22.87 22.06 21.46

(31)

Il fondo del cielo aumenta per effetto della luna.

La luna “riflette” la radiazione solare e l'atmosfera la

“diffonde” in modo differenziale. Scattering di Rayleigh nel visibile

Giorni dalla

Luna nuova U B V R

3 21.3 22.1 21.3 20.4

7 19.2 20.9 20.7 19.9

11 17.3 19.5 19.5 19.5

14 15.0 17.5 18.0 18.0

1 λ

^4.O8

la brillanza tipica del cielo a Mauna Kea

(32)

Esercizio 9

Se la brillanza superficiale del cielo in banda V è

pari a 21 quanti fotoni ci giungono da di cielo ?

Quanti da una stella equivalente (fatta di cielo)?

Assumendo un seeing di 0.5”,1” e 2” ? mag arcsec

⁻²

( s

⁻¹

cm

⁻²

A

⁻¹

)

1 arcsec

²