H , [ OIII ] H , [ NII ] [ SII ] e [ SII ] v v v

Oggi con IRAF avete esaminato gli spettri di 3 galassie ottenuti con la SDSS caratterizzati dalla presenza di righe di emissione

In particolare quello che avete fatto è stato:

1­   Misurare   il  redshift  (

z= λ

_osservata

−λ

_riposo

λ

_riposo )   e   determinarne   la   velocità   di allontanamento (

v

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

v

_r e

z

      

z=v

_r

/ c

    [1]

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

      

v

_r

= H

₀

d

  [2]

(assumendo in  quest'ultima  

H

₀

=70 km/ sec Mpc

).

2­ Determinare la distanza utilizzando  la relazione relativistica (relatività speciale) fra 

z

^e

v

_r  

 

v=c ( z +1)

²

−1 ( z+1)

²

+ 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   mostrava   le   seguenti   righe   di   emissione

H

_β

, [O III ]

_5007,

H

_α

,[ N II ]

_6584,

[ S II ]

₆₇₁₇

e [S II ]

₆₇₃₁

avete misurato, 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. 

Avete poi riportato i valori delle misure nelle tabelline (una per galassia), calcolato lo z medio l'errore e la distanza con le 2 relazioni (non relativistica e relativistica)

 

       

Tabella 1

      righe in emissione che possono essere presenti nello spettro delle galassie       (Sb,Sc,Sd,Irr, Starburst e AGN )

      

Elemento

λ

_riposo ( 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..

Tabella 2 

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

Element

λ

_riposo ( in Angstrom) Fraunhofer

id/notes

CaII 3933.7 H

CaII 3968.5 K

Fe Ca 4304.4 G-band

Fe I 5015

Mg I 5175.3 b

Fe I 5270

Fe I 5782

Na I 5894.0 D

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.

Nome spettro:

Elemento



_osservata



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

<z> = +/-

Distanza1 = Distanza2=.

log [ O III ]

₅₀₀₇

H

_β ⁼

log [ N II ]

₆₅₈₄

H

_α ⁼

log [ S II ]

{6716+6731}

H

α

= Classificazione dell'attività:

Elemento



_osservata



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

<z> = +/-

Distanza1 = Distanza2=.

log [ O III ]

₅₀₀₇

H

_β ⁼

log [ N II ]

₆₅₈₄

H

_α ⁼

log [ S II ]

{6716+6731}

H

α

=

Classificazione dell'attività:

Nome spettro:

Elemento



_osservata



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

<z> = +/-

Distanza1 = Distanza2=.

log [ O III ]

₅₀₀₇

H

_β ⁼

log [ N II ]

₆₅₈₄

H

_α ⁼

log [ S II ]

{6716+6731}

H

α

= Classificazione dell'attività:

C

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) .