Capitolo 5
Cosmologia
VIRMOS U survey
L
a survey VVDS (VLT-VIRMOS Deep Survey) condotta dal consorzio
VIRMOS
è costituita, oltre che dalla parte spettroscopica, da una survey in imaging a largo campo effettuata nelle bande UBVRI su un'area totale di 16 gradi quadrati. Lo scopo primario di queste osservazioni è la selezione delle sorgenti da osservare spettroscopicamente con
VIMOS
; tuttavia la survey, fra le più ampie finora disponibili in UBVRI su profondità I(AB) > 24, è anche volta ad una serie di applicazioni indipendenti. Una di queste è la determinazione del
cosmic shear
, ma sono in corso altri progetti ad es. per la determinazione dell'evoluzione della funzione di luminosità utilizzando i redshift fotometrici e quelli spettroscopici. I dati BVRI sono stati ottenuti con la camera
CFH12K
del
CFHT
: tale strumento, predecessore della camera
MEGACAM
con la quale viene attualmente realizzata la
Canada-France Legacy Survey
, è costituito da 12 CCD per una dimensione complessiva di 8000x12000 pixels. I dati U sono stati invece ottenuti con la camera
WFI
dell'
ESO-MPI
da 2.2m (
La Silla
, Cile): questa camera ha per rivelatore un mosaico di 8 CCD , per una dimensione complessiva di 8000×8000 pixels ed un campo di vista di 33'×34'. Le osservazioni, iniziate nel 1999 e conclusesi nel 2003, comprendono:
Una
wide survey
su tre campi di 4 gradi quadrati ciascuno, sino ad una magnitudine limite UAB = 24.5
Una
deep survey
su un grado quadrato sino a UAB = 26.
Tutti i dati ottenuti sono stati ridotti, corretti astrometricamente e calibrati fotometricamente dal
gruppo dell'OAC
. Per ogni puntamento è stata ottenuta un'immagine monolitica da cui poi sono stati estratti i cataloghi. Con queste informazioni si possono ottenere, per esempio,
diagrammi (U-B) vs. (B-V)
per oggetti puntiformi da confrontarsi con i colori stellari ottenuti dalle librerie per popolazioni di disco e di alone, oppure i
conteggi di oggetti extragalattici
in banda U, che possono essere confrontati con i dati presenti in letteratura.
Oltre a permettere la determinazione dei redshift fotometrici, i dati U consentono l'individuazione degli AGN e di galassie ad alto redshift (Lyα drop-out), nonché la determinazione della funzione di luminosità in U, ancora poco nota per la mancanza di surveys U profonde di grande area. Un'ulteriore applicazione è la valutazione della cosiddetta correzione K morfologica. E' noto che l'analisi morfologica di galassie ad alto redshift indica una maggiore percentuale di galassie irregolari rispetto all'universo vicino. Tuttavia, le osservazioni ad alto redshift sono compiute principalmente nel NIR, a cui corrisponde un rest-frame ultravioletto; in altre parole, ciò che si vede nell'infrarosso su galassie molto lontane, per via dello spostamento verso il rosso riguarda la regione ultravioletta dello spettro di galassie vicine. Un confronto rigoroso dovrebbe essere quindi effettuato fra la percentuale di galassie irregolari osservate ad alto redshift, e quella osservata nell'universo vicino nella banda U. La disponibilità di una survey U a largo campo, sufficientemente profonda, è quindi di fondamentale importanza in tale ambito. L'analisi dei dati in tale contesto è attualmente in corso.
