Presentazione di PowerPoint

Il progetto VIMOS
e la VVDS
(VIMOS/VLT Deep Survey)
Elena Zucca (INAF-OABo)
on behalf of the VIMOS consortium
Bologna, 8 gennaio 2004
Consorzio italo-francese
(P.I. O.LeFevre – CoP.I. G.Vettolani)
• Bologna
• Marsiglia
INAF-Osservatorio
INAF-IRA
Università
LAM
OHP
• Milano
INAF-Osservatorio
INAF-IASF
• Napoli
INAF-Osservatorio
• Parigi
IAP
• Tolosa
OMP
Persone coinvolte nell’area bolognese
• OABo
• IRA
Sandro Bardelli
Alberto Cappi
Paolo Ciliegi
Hans de Ruiter
Marco Lolli
Roberto Merighi
Paolo Montegriffo
Lucia Pozzetti
Gianni Zamorani
Elena Zucca
Marco Bondi
Mauro Nanni
Paola Parma
Paolo Vettolani
Alessandra Zanichelli
• Università
Loretta Gregorini
Bruno Marano
Micol Bolzonella (post-doc)
Angela Bongiorno (contrattista)
+ 2 laureandi
Finanziamenti e personale extra
• CNAA
1998 - 2001 440 Keuro (TOT)
• CNR
2000
93 Keuro (TOT)
• INAF
2002 15.5 Keuro (BO)
• COFIN
2000 110 Keuro (BO)
2003 87 Keuro (BO)
Alberto Marchesini, Angela Peria
(dipendenti OABo fino al 1999)
Laurence Tresse
(IRA 1998 - 1999)
Tom Oosterloo
(IASF/IRA 1998 - 1999)
Laurent Marty
(IRA 1999 - 2000)
Alessandro Pancaldi
(IRA 2000 - 2002)
Henry McCracken
(Univ/OABo 2001 - 2003)
VIMOS: motivazioni
L’Universo vicino è ben descritto da survey locali, come
la 2dFDRS e la SDSS, che contengono 105 – 106 galassie.
Per ottenere una conoscenza altrettanto dettagliata
dell’Universo lontano servono grandi campioni di
galassie ad alto redshift.
È quindi necessario uno strumento che abbia capacità
multioggetto su un grande telescopio, per ottenere
grandi campioni di galassie a limiti deboli.
VIMOS: caratteristiche
VIMOS (Visible Multiobject Spectrograph)
è montato al fuoco Nasmyth del VLT/UT3
Il contratto per la costruzione di VIMOS
è stato firmato nel 1997
Lo strumento è costato 5.4 milioni di marchi
La prima luce è stata il 26 Febbraio 2002
VIMOS: caratteristiche
VIMOS può funzionare in modo:
IMAGING
MOS
IFU
.
VIMOS: caratteristiche
Field of view: 4 quadranti di 7’ x 8’ (1 pix = 0.205 arcsec)
Spectral range: 3700 – 10000 A (con 2 grism)
Risoluzione: bassa (200) media (600) alta (2500)
Multiplex MOS: 600 – 800 slit in bassa risoluzione
150 – 200 slit in alta risoluzione
Integral Field Unit: 6400 fibre,
a bassa risoluzione: diametro 0.67’’ – 0.33’’
field of view 54’’ x 54’’ – 27’’ x 27’’
La VVDS:
scopi scientifici principali
Scopo della VVDS è ottenere un campione ben popolato
su un ampio intervallo di redshift per studiare:
- Evoluzione delle funzioni di luminosità e di massa e del
tasso di formazione stellare dei vari tipi di galassie nei
diversi ambienti.
- Proprietà ed evoluzione del clustering su un ampio
intervallo di redshift e ricerca di ammassi distanti.
- Campione di AGN ottenuto senza pre-selezioni.
- Proprietà di oggetti “rari”, quali EROs e LBGs.
La VVDS: strategia
Imaging Survey: 4 fields 2x2deg²
Imaging Catalog
UBVRIK
3millions objects
Build VLT-VIMOS
guaranteed VLT nights
Redshift Survey
VIMOS Wide z<1.3
50000 z - IAB<22.5
+B&K selected
VIMOS Deep z<5+
25000 z - IAB<24
+B&K selected
VIMOS Ultra-deep
a few 1000 z - IAB<25
La VVDS: il campione fotometrico
BVRI imaging (CFH12K al CFHT) su
4 aree 2x2 deg2
Deep BVRI imaging (CFH12K al CFHT) su
un’area di 1 deg2
U imaging (WFI al 2.2m ESO) su un’area
di 0.7 deg2
JK imaging (SOFI all’NTT ESO) su un’area
di 150 arcmin2
A Composite BVRIK image (~5x5 arcmin)
La VVDS: progetti paralleli
Sull’area della survey sono in corso:
- 1.4 GHz survey al VLA
- Narrow band (920A) imaging al CFH12K
- Puntamenti XMM
- Osservazioni HST (COSMOS)
- Osservazioni SIRTF (SWIRE)
- Osservazioni UV (GALEX)
La VVDS: stato della survey
29 notti assegnate nel 2002 (9 non buone)
5 mezze notti 22-27 dicembre 2003
Field
65% z sicuri
15% z falliti
20% z “incerti”
(bassa qualità
+ z desert)
IAB<22.5
0226-04
9188
1000+03
2595
2217+00
6849
CDFS
Total
end 2002
IAB<24
2109
9444
11297
La VVDS: riduzione dati
Dati ridotti con VIPGI, la pipeline del consorzio
Misura dei redshift in parte automatizzata con
un programma del consorzio (KBRED)
e in parte manuale
A Bologna è stato ridotto circa 1/4 dei dati
Un team bolognese ha eseguito circa metà
delle osservazioni del 2002
La distribuzione spaziale
Wide <z>=0.7
sample
Deep sample
Redshift desert
Funzione di luminosità
globale
I dati della VVDS permettono di
determinare per la prima volta da un
unico campione omogeneo la
funzione di luminosità da z=0 fino a
z=1.5, con intervalli in redshift
contenenti centinaia di galassie.
Funzione di luminosità
per tipo spettrale
Il numero di galassie è tale da
permettere di determinare la funzione
di luminosità divisa per tipi spettrali
in funzione del redshift
Campo di densità e ammassi
z=0.9
z=1
Il numero di galassie e l’intervallo
in redshift campionato
Density field permettono
di studiare il campo di densità in tre
dimensioni (α,Galaxies
δ, z) e individuare
ammassi distanti, selezionati con
criteri puramente ottici
z=0.9
z=1.3
z=1.2
z=0.8
z=1.2
z=0.8
z=1.1
z=0.7
z=1.1
z=0.7
z=0.6
z=0.6
30Mpc
z=1
z=0.9
z=0.5
2DFGRS/SDSS stop here
z=1
AGN
Identificazione di AGN direttamente
dal campione spettroscopico senza
alcuna preselezione
La survey radio
Osservazioni VLA a 1.4GHz
1054 radiosorgenti su un’area di 1 deg2
Analisi dei conteggi
Identificazione delle controparti ottiche
Tempo osservativo (assegnato)
- CFHT con CFH12K: 30 notti
- ESO-NTT con SOFI: 33 notti
- ESO-2.2m con WFI: 24 notti
- ESO-VLT con VIMOS: 31.5 notti
- VLA: 60 ore
Pubblicazioni
13 articoli di tipo tecnico
9 interventi a congresso
4 articoli con referee
Competitività della VVDS
Il progetto
direttamente
concorrente
è laabbiamo
survey
Per
conservare
il vantaggio
che
DEEP2 che usa DEIMOS al Keck
in
questo
momento,
è
importante
avere
Lo stato di avanzamento dei due progetti è simile,
assegnate
le notti mancanti
di tempo
ma DEIMOS/DEEP2
utilizza un taglio
in colore
per pre-selezionare oggetti ad alto redshift: in
garantito.
questo modo però si introduce un bias nei risultati.
La VVDS non è affetta da questo bias.