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)

• BolognaINAF-OsservatorioINAF-IRAUniversità

• MilanoINAF-OsservatorioINAF-IASF

• NapoliINAF-Osservatorio

• Marsiglia LAMOHP

• ParigiIAP

• TolosaOMP

Persone coinvolte nell’area bolognese• OABoSandro Bardelli Alberto CappiPaolo CiliegiHans de Ruiter Marco Lolli Roberto MerighiPaolo MontegriffoLucia Pozzetti Gianni Zamorani Elena Zucca

• IRAMarco BondiMauro NanniPaola ParmaPaolo VettolaniAlessandra Zanichelli

• UniversitàLoretta GregoriniBruno MaranoMicol 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 dettagliatadell’Universo lontano servono grandi campioni digalassie ad alto redshift.

È quindi necessario uno strumento che abbia capacitàmultioggetto 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 1997Lo strumento è costato 5.4 milioni di marchiLa 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 popolatosu 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.

Redshift Survey

VIMOS WideVIMOS Wide z<1.350000 z - IAB<22.5

+B&K selected

Imaging CatalogImaging CatalogUBVRIKUBVRIK

3millions objects

VIMOS Deep VIMOS Deep z<5+

25000 z - IAB<24+B&K selected

VIMOS Ultra-deepVIMOS Ultra-deep

a few 1000 z - IAB<25

Imaging Survey: 4 fields 2x2deg²

guaranteed VLT nightsguaranteed VLT nights

Build VLT-VIMOS

La VVDS: strategia

A Composite BVRIK image (~5x5 arcmin)A Composite BVRIK image (~5x5 arcmin)

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’areadi 0.7 deg2

JK imaging (SOFI all’NTT ESO) su un’areadi 150 arcmin2

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 IAB<22.5 IAB<24

0226-04 9188

1000+03 2595

2217+00 6849

CDFS 2109

Totalend 2002

9444 11297

65% z sicuri 15% z falliti20% z “incerti”(bassa qualità + z desert)

La VVDS: riduzione dati

Dati ridotti con VIPGI, la pipeline del consorzioMisura dei redshift in parte automatizzata con un programma del consorzio (KBRED) e in parte manuale A Bologna è stato ridotto circa 1/4 dei datiUn team bolognese ha eseguito circa metàdelle osservazioni del 2002

La distribuzione spaziale

Wide sample<z>=0.7

Redshift desert

Deep sample

Funzione di luminosità globale

I dati della VVDS permettono dideterminare per la prima volta da ununico campione omogeneo lafunzione di luminosità da z=0 fino az=1.5, con intervalli in redshift contenenti centinaia di galassie.

.

Il numero di galassie è tale da permettere di determinare la funzionedi luminosità divisa per tipi spettraliin funzione del redshift

Funzione di luminosità per tipo spettrale

Il numero di galassie e l’intervalloin redshift campionato permettonodi studiare il campo di densità in tre dimensioni (α, δ, z) e individuare ammassi distanti, selezionati con criteri puramente ottici

Campo di densità e ammassiz=0.9

z=1

Density field

Galaxies

2DFGRS/SDSS stop herez=0.5

z=0.6

z=0.6

z=0.7

z=0.7

z=1.3

z=0.8

z=0.8

z=0.9

z=0.9

z=1

z=1

z=1.1

z=1.1

z=1.2

z=1.2

160Mpc30

Mpc

AGN Identificazione di AGN direttamentedal campione spettroscopico senzaalcuna preselezione

La survey radio Osservazioni VLA a 1.4GHz1054 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

13 articoli di tipo tecnico9 interventi a congresso4 articoli con referee

Pubblicazioni

Competitività della VVDS

Il progetto direttamente concorrente è la survey DEEP2 che usa DEIMOS al KeckLo stato di avanzamento dei due progetti è simile,ma DEIMOS/DEEP2 utilizza un taglio in colore per pre-selezionare oggetti ad alto redshift: in questo modo però si introduce un bias nei risultati.La VVDS non è affetta da questo bias.

Per conservare il vantaggio che abbiamoin questo momento, è importante avereassegnate le notti mancanti di tempogarantito.