tesi di tipo osservativo - Osservatorio di Arcetri
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tesi di tipo osservativo - Osservatorio di Arcetri
Proposte di tesi OSSERVATIVE di 1º livello Laurea Triennale in Fisica e Astrofisica presso il Dipartimento di Fisica e Astronomia e l’Osservatorio Astrofisico di Arcetri (aggiornato al 13/08/2013) Le tesi qui proposte sono di natura osservativa e richiedono l’analisi di dati per l’interpretazione delle osservazioni. Gli articoli riportati a titolo d’esempio sono quelli in cui è stato svolto un lavoro simile a quello della tesi (che in molti casi sarà molto semplificato rispetto a quello dell’articolo stesso). La durata prevista del lavoro è di circa un mese, esclusa la scrittura della tesi. Titoli proposti (con collegamento alla spiegazione) ➡ Mappe di massa stellare di galassie locali da immagini ottiche e nel vicino infrarosso ➡ Proprietà fisiche delle galassie nell’universo primordiale (varie possibilità) ➡ Spettroscopia di nuclei galattici attivi e non (varie possibilità) ➡ La misura della massa dei buchi neri supermassivi nei nuclei delle galassie (varie possibilità) ➡ Le relazioni tra buchi neri e galassie (varie possibilità) ➡ Rotazione e materia oscura nelle galassie: un test per le teorie cosmologiche –––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––– Mappe di massa stellare di galassie locali da immagini ottiche e nel vicino infrarosso Motivazione: la massa stellare ricopre un ruolo fondamentale tra i parametri che caratterizzano le proprietà fisiche delle galassie. Molte delle altre proprietà fisiche delle galassie per quanto riguarda il loro contenuto stellare (età, arricchimento chimico), la struttura, l'efficienza di trasformazione del gas in stelle, le proprietà del mezzo interstellare, etc, sono correlate con la massa stellare. Questo è in parte dovuto all'effetto che la massa stellare ha sui processi fisici attuali, in parte deriva dal fatto che la massa stellare presente in una galassia è il risultato della sua storia evolutiva, così come lo sono altri parametri fisici. Inoltre la massa stellare è una delle proprietà fondamentali predette dai modelli di evoluzione cosmica delle galassie. In particolare, i modelli hanno tra le loro previsioni fondamentali la distribuzione in massa stellare delle galassie (galaxy stellar mass function, GSMF), che dipende dalle assunzioni sui vari processi fisici coinvolti. Appare quindi evidente che una stima accurata della massa stellare nelle galassie, che limiti al minimo gli errori sistematici, sia di fondamentale importanza. Contesto: il progetto si inserisce nell'ambito del programma "SteMaGE - Towards an unbiased view of the role of Stellar Mass in Galaxy Evolution" finanziato con fondi europei FP7. L'obiettivo è la ricalibrazione degli indicatori di massa stellare normalmente utilizzati, che fanno riferimento a misure fotometriche o spettroscopiche integrate di galassie confrontate con appropriati modelli di sintesi di popolazione stellare. L'obiettivo ultimo è quindi la rideterminazione della GSMF dell'universo locale. Una delle principali incertezze sistematiche si origina dal fatto che diverse regioni all'interno delle galassie presentano diversi rapporti di massa stellare su luminosità: le regioni dominate dalle popolazioni stellari più giovani e non oscurate dalla polvere tendono a dominare la luce e i colori dell'intera galassia a discapito delle regioni dominate dalle popolazioni più vecchie e/o più oscurate, malgrado queste ultime in molti casi dominino in termini di massa stellare. Un'analisi spazialmente risolta delle galassie permette di dare il giusto peso alle diverse regioni e così dare una stima molto più accurata della massa stellare totale. Il confronto tra stime di massa stellare così ottenute con quelle derivate da misure non risolte permette quindi di ricalibrare gli estimatori di massa stellare. Progetto di tesi: per un campione di una sessantina di galassie vicine (D<20 Mpc) sono state ottenute immagini ottiche e nel vicino infrarosso (NIR) che permettono una mappatura risolta della massa stellare. Durante la tesi possono essere svolte le seguenti attività: 1) riduzione delle immagini ottiche e NIR, con relativa calibrazione e registrazione relativa; 2) derivazione delle mappe di massa stellare in base alle prescrizioni derivate in un precedente lavoro (vedi referenza sotto); 3) confronto tra masse da fotometria risolta e non risolta, ed eventualmente per stime ottenute da diversi modelli. Il numero minimo di galassie su cui si svolgerà l'analisi sarà indicativamente di 4-5, ma si potrà estendere in caso il lavoro proceda più rapidamente. Articolo di riferimento: Zibetti, S., Charlot, S. & Rix, H.-W., "Resolved stellar mass maps of galaxies - I. Method and implications for global mass estimates", MNRAS, 400, 1181 (http:// adsabs.harvard.edu/abs/2009MNRAS.400.1181Z http://de.arxiv.org/abs/0904.4252) Contatti: Dr. Stefano Zibetti ([email protected]) –––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––– Proprietà fisiche delle galassie nell’universo primordiale (varie possibilità) Lo studio dell’evoluzione delle galassie richiede la conoscenza dell’evoluzione cosmologica delle loro proprietà fisiche, come massa, luminosità, età media delle stelle, abbondanze degli elementi. Lo scopo di questa tesi è la misura di alcune di queste proprietà fisiche di galassie nell’universo primordiale analizzando dati ottenuti da vari osservatori da terra (ESO) e dallo spazio (HST, Spitzer) con modelli fisici già disponibili, ed eventualmente confrontando i risultati ottenuti con modelli diversi. Le varie possibilità di lavoro di tesi sono 1) determinazione di massa, età e storia di formazione stellare dall’analisi di dati fotometrici con modelli di sintesi di popolazioni stellari. Esempi: Bolzonella et al. 2000, A&A, 363, 476 Bruzual & Charlot 2003, MNRAS, 344, 1000 The “ZEBRA Software” 2) determinazione delle abbondanze degli elementi in galassie locali e ad alto redshift utilizzando dati spettroscopici e modelli di fotoionizzazione del gas. Esempi: Cresci et al., 2010, Nature, 467, 811 Nagao et al, 2006, A&A, 458, 85 CLOUDY: software per modelli di fotoionizzazione 3) misura delle masse dinamiche in galassie primordiali usando spettri “integral field” ottenuti con il Very Large Telescope dell’ESO. Esempi: Gnerucci et al., 2010, A&A, in press 4) misura delle abbondanze in un campione di galassie locali e costruzione della relazione tra massa e abbondanze delle galassie Esempi: Tremonti et al. 2004, ApJ, 613, 898 Nagao et al, 2006, A&A, 458, 85 Contatti: Prof. Alessandro Marconi ([email protected]) Dr. Filippo Mannucci ([email protected]) Dr. Giovanni Cresci ([email protected]) –––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––– Spettroscopia di nuclei galattici attivi e non (varie possibilità)! La spettroscopia di sorgenti astronomiche è lo strumento principe per conoscerne le condizioni fisiche. Dall’analisi degli spettri è possibile misurare i moti all’interno delle sorgenti, la temperatura e la densità del plasma e le abbondanze degli elementi. Scopo di questa tesi è la calibrazione e/o l’analisi di spettri a scelta tra quelli ottenuto nella banda ottica (λ = 0.3-1.0 μm), nella banda infrarossa (λ = 1.0-2.5 μm o 8-10 μm) o nella banda X (0.5-10 keV) di un nucleo galattico attivo o di una galassia normale. Dallo spettro calibrato sarà poi possibile misurare la cinematica del gas e/o le sue proprietà fisiche (temperatura e densità del gas, abbondanze degli elementi, processi di emissione del continuo) che aiuteranno ad inserire la sorgente in un più ampio contesto astronomico. Esempi: Risaliti et al. 2007, ApJ, 659, L111 (raggi X) Nardini et al, 2009, MNRAS, 399, 1373 (medio IR) Nagao et al. 2006, A&A, 447, 157 (ottico/UV) Neumayer et al., The Messenger, 139, 36 (vicino IR / spettri “integral field”) Contatti: Prof. Alessandro Marconi ([email protected]) Dr. Guido Risaliti ([email protected]) –––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––– La misura della massa dei buchi neri supermassivi nei nuclei delle galassie (varie possibilità) Questa tesi si inserisce in un progetto di ricerca il cui scopo è lo studio delle relazioni esistenti tra le galassie ed i buchi neri massicci (con massa dell’ordine di 106-1010 M☉) che si trovano nei loro nuclei. Recentemente, si è scoperto che i buchi neri nucleari sono elementi fondamentali nel processo di evoluzione di una galassia e lo studio delle relazioni esistenti tra buchi neri e galassie ospiti consente di capire i meccanismi fisici che portano a tali relazioni. Scopo di questa tesi è la misura della massa di un buco nero in una galassia. Esempi: Neumayer et al., The Messenger, 139, 36 Macchetto et al. 1997, ApJ, 489, 579 Contatti: Prof. Alessandro Marconi ([email protected]) –––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––– Le relazioni tra buchi neri e galassie (varie possibilità)!! ! ! Anche questa tesi si inserisce in un progetto di ricerca il cui scopo è lo studio delle relazioni esistenti tra le galassie ed i buchi neri massicci (con massa dell’ordine di 106-1010 M☉) che si trovano nei loro nuclei. Scopo di questa tesi è la ricerca in letteratura delle misure della massa dei buchi neri e dei parametri strutturali della galassia ospite per analizzare in dettaglio le varie relazioni esistenti tra buchi neri e galassie ospiti. Esempi: Sani et al. 2010, MNRAS, in press Marconi & Hunt 2003, ApJ, 589, L21 Contatti: Prof. Alessandro Marconi ([email protected]) Dr. Leslie Hunt ([email protected]) Dr. Eleonora Sani ([email protected]) –––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––––– Rotazione e materia oscura nelle galassie: un test per le teorie cosmologiche Individuare le componenti di massa “barionica” ed il loro contributo alla rotazione delle galassie a disco e' uno dei metodi principali per evidenziare la presenza di materia oscura nel nostro Universo. Data una curva di rotazione lo studente deve ricavare le caratteristiche dell'alone di materia oscura e confrontare queste con le previsioni di uno o più modelli cosmologici per la formazione di galassie. Esempi: Portinari & Salucci, 2010, A&A, 521, 82 Swaters et al 2009, A&A, 493, 871 Contatti: Prof. Alessandro Marconi ([email protected]) Dr. Edvige Corbelli ([email protected])