Lo Star Formation Rate nelle galassie a spirale

1. IL CIELO COME LABORATORIO – EDIZIONE 2008/2009 Lo Star Formation Ratenelle galassie a spirale Carraro Mattia Moretto Daniele Stellin Filippo Stellin Gianluca Liceo Scientifico “Galileo Galilei”, Dolo (VE)

2. Introduzione Caratteristiche delle galassie selezionate: • 20 oggetti • redshift compreso tra 0 e 0,035 • evidenti righe di emissione Hα, Hβ e [OIII] • Indici di colore u-g compresi tra -1 e 2 (quindi elevata magnitudine nel filtro B) Selezione di spirali ricche di stelle giovani e “calde” (oltre 10000 K di temperatura superficiale), distinguibili da quelle ellittiche, contenenti stelle coeve

3. Dati Osservativi Dal Catalogo SDSS Data Release 6 abbiamo prelevato • Coordinate delle galassie (Ascensione Retta e Declinazione) • Magnitudini di fibra nei filtri u, g, r, i, z • Magnitudini totali u, g, r, i, z * • Gli spettri dei 20 oggetti in formato FITS, da cui abbiamo ricavato: • le lunghezze d’onda di Hα, Hβ e [OIII] • flussi delle righe Hα e Hβ * Valori ricavati dal sito http://cas.sdss.org

4. Utilizzando i dati osservativi: • Calcolato sperimentalmente il redshift delle galassie • Corretto flussi righe Hα e Hβ eliminando dagli spettri l’effetto reddening (dovuto all’estinzione da polvere interstellare)

5. Calcolo delle distanze Dopo aver rilevato lo spostamento medio z delle righe Hα, Hβ e [OIII] con l’equazione: Abbiamo ricavato la distanza delle galassie in Megaparsec, avvalendoci della legge di Hubble:

6. L’Estinzione Le differenze tra i flussi sperimentali (F) e quelli intrinseci (I) sono attribuibili all’estinzione da polveri interstellari relativa alla nostra galassia. Questo fenomeno è influenzato anche dalla posizione della galassia rispetto alla Via Lattea: i raggi luminosi compiono percorsi diversi a seconda della loro provenienza, e attraversano diversi aggregati di polveri e gas. I flussi sperimentali sono stati quindi corretti con il task epar deredden di IRAF.

7. Il reddening dell’oggetto 587724199885013149 L’estinzione (reddening), si deve al mezzo interstellare che assorbe parte della radiazione emessa, soprattutto a piccole lunghezze d’onda: l’intensità luminosa, di conseguenza, risulta attenuata nella regione del blu e del violetto.

8. Estinzione • Il task epar deredden di IRAF, ha impiegato la legge di Clayton, Cardelli e Mathis per correggere i flussi: A(λ) → assorbimento di magnitudine per una λ specifica A(V) → assorbimento di magnitudine nel visibile (filtro V) R(V) → rapporto selettivo, dipende dal mezzo interstellare attraversato , pari a 3,1

9. Estinzione: procedimento • I parametri a e b dipendono, secondo la legge empirica CCM, da un valore y: • a(y) = 1 + 0.17699y – 0.50447y2 – 0.02427y3 + 0.72085y4 + 0.01979y5 – 0.77530y6 + 0.32999y7 • b(y) = 1.41338y + 2.28305y2 + 1.07233y3 – 5.38434y4 – 0.62251y5 + 5.30260y6 – 2.09002y7 dove Temperatura media della galassia Lunghezza d’onda, in Hα e Hβ è pari a 6563 Å e 4861 Å

10. Estinzione: grafico Il grafico mostra a + b/R(V) in funzione della lunghezza d’onda: quando λ→0 l’estinzione raggiunge i valori massimi, mentre si riduce verso l’infrarosso.

11. Procedimento Sapendo che il valore dell’assorbimento in una λ è pari alla differenza tra le due magnitudini (sperimentale e intrinseca) calcolate in quella λ: Dalla precedente, sostituendo i valori nelle due lunghezze d’onda, si ricava: [1] [2]

12. Procedimento • Trovati i valori di a e b riferiti ad Hα e Hβ e sostituendoli insieme a R(V) alla legge CCM si ricava: • A(Hα) = A(V)∙(0,8177) • A(Hβ) = A(V)∙( 1,1642) Sostituendo l’assorbimento nelle lunghezze d’onda Hα Hβ con le relazioni [1] e [2] si ricava: Per ricavare i valori dei flussi è stato ottenuto A(V) sfruttando il decremento di Balmer nelle relazioni precedente trovate:

13. Luminosità LHeLHβeMagnitudini • Trovate luminosità con la formula che le mette in relazione al flusso: Dove d è espressa in cm e la luminosità in erg·s^(-1) • Magnitudine apparente B a partire da magnitudini di fibra g e u (quindi riguardante emissioni di un’area di diametro 3” d’arco): • Magnitudine assoluta B con la formula:

14. Luminosità B Per ogni area di diametro 3” d’arco di ogni galassia (quindi attorno al bulge): Luminosità Sole: 3,9*10^33 erg/s Magnitudine Sole: +5,48

15. Grafico in TopCat • Ascisse: luminosità emissioni Halfa • Ordinate: luminosità in B • Scala: logaritmica Risultato dell’interpolazione: funzione

16. Ipotesi La relazione precedentemente trovata riguardante le luminosità delle parti centrali delle galassie si può applicare anche alle luminosità delle intere galassie: Copiamo da internet i valori delle magnitudini totali nei filtri u e g e ripetiamo i passaggi: Ora abbiamo la luminosità in B di tutta la galassia

17. Da: E quindi:

18. Calcolo dello SFR Ottenuta la luminosità Hα per ogni galassia, abbiamo trovato il numero di fotoni ionizzanti all’origine di tale emissione di energia: e il tasso di formazione stellare espresso in M/anno, sulla base della formula di Kennicutt:

19. Stelle O5 • Dal momento che una stella O5 emette circa 1049,67 fotoni ionizzanti al secondo, si può fare una stima sul numero teorico di stelle O5 presenti in ciascuna galassia:

20. SFR Valori elevati di SFR sono riconducibili a galassie con giovani popolazioni stellari, dove i gas presenti ri- emettono la radiazione al di sotto del limite di Lyman (912 Å), cioè della λdell’ultravioletto.

22. Galassie nane a basso SFR Immagine e spettro dell’oggetto 5 587724650874273872 (0,29 M/anno)

23. Galassia a medio SFR Immagine e spettro dell’oggetto 14 587726016159350922 (5 M/anno)

24. Galassie ad alto SFR Immagine e spettro dell’oggetto 12 587726101483552789 (70 M/anno)