La Scala delle distanze III Ovvero: come arrivare lontano
La Scala delle distanze III Ovvero: come arrivare lontano
La strada per arrivare lontano
Nebulose Planetarie
Nebulose Planetarie
Sono oggetti brillanti e inoltre eccitando gli inviluppi danno luogo ad intense righe di emissione si vedono perciò con dei filtri interferenziali Il 15% dell’emissione di questi oggetti è la riga a =5007 Å dell’[OIII] Le nebulose planetarie si trovano in tutte le galassie, osservando con filtri interferenziali si elimina il problema della luce di fondo. Ci possono essere anche centinaia di Planetarie in una galassia
Nebulose Planetarie
Si studia la funzione di luminosità delle Nebulose Planetarie M = -2.5 log F5007 – 13.74 M* è la magnitudine assoluta delle PN più luminose
M* = -4.48 104 PN in M31
Funzione di luminosità delle Nebulose Planetarie
A magnitudini brillanti questa funzione è troncata La probabilità di trovare una PN entro una galassia dovrebbe essere proporzionale alla brillanza superficiale della galassia in quella data posizione. Si possono confondere con regioni HII giganti Funzione di Luminosità delle Nebulose Planetarie
Funzione di Luminosità delle Nebulose Planetarie
NGC 5128
La strada per arrivare lontano
Fluttuazioni di Brillanza Superficiale (SBF)
Fluttuazioni di Brillanza Superficiale (SBF)
Il flusso caratteristico di una popolazione stellare sarà il flusso medio per pixel (legato a , brillanza superficiale) Il numero di stelle aumenta con la distanza al quadrato N d2 Mentre il flusso diminuisce con la distanza al quadrato fd-2 = flusso medio con varianza La varianza va come d-2 e rms come d-1
Fluttuazioni di Brillanza Superficiale (SBF)
La galassia 2 volte più lontana appare 2 volte più smussata della galassia vicina Luminosità media Rapporto tra 20 momento e 10 momento ni è il numero di stelle di luminosità Li che ci si aspetta tale numero è quello delle stelle giganti rosse
Fluttuazioni di Brillanza Superficiale (SBF)
2 aspetti 1) misura di un flusso di fluttuazione 2) Conversione ad una distanza assumendo una luminosità di fluttuazione Per una Popolazione II le fluttuazioni di magnitudine sono: MB=+2.5 mag MV=+1 mag MR=0 MI=-1.5
Fluttuazioni di Brillanza Superficiale (SBF)
a) metodo applicabile a galassie prive di polvere b) osservazioni profonde per avere alto rapporto S/N c) banda I poiché c’è meno assorbimento d) Il punto zero si ottiene da modelli teorici sulle popolazioni stellari, dagli ammassi globulari o dalle galassie del gruppo Locale
Fluttuazioni di Brillanza Superficiale (SBF)
Passare dal regime in cui si è dominati da una statistica di photon-counting a quella dove si è dominati da una statistica star-counting. Si misurano il flusso medio e una varianza media in alcune regioni e dal loro rapporto si ha il flusso delle fluttuazioni f complicazioni 1) statistica di Poisson del numero di stelle presenti 2) psf degrada l’immagine
Fluttuazioni di Brillanza Superficiale (SBF)
3) Oscuramento da polvere 4) Ogni pixel non è esattamente indipendente da quello adiacente La varianza si misura dallo spettro di potenza di Fourier dopo avere sottratto un fit smussato dell’immagine.
Fluttuazioni di Brillanza Superficiale (SBF)
Rumore bianco Spettro di potenza della psf Da 64 a 128 pixels Da 128 a 256 pixels Da 256 a 400 pixels
Fluttuazioni di Brillanza Superficiale (SBF)
P1 è lo spettro bianco del rumore dovuto ai raggi cosmici e a photon counting ed è una costante P0xE(k) è lo spettro di potenza della psf in fotoni rivelati P0=Pflut+P Sorgenti puntiformi Fluttuazioni
Fluttuazioni di Brillanza Superficiale (SBF)
Il limite fotometrico fondamentale dipende dalla brillanza superficiale della galassia µ Rivelazione delle sorgenti puntiformi FWHM di psf
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