La Scala delle distanze II Ovvero: come arrivare lontano

La strada per arrivare lontano

Cosa è una Nova? Una nova è una esplosione di relativamente modesta di H sulla superficie di una nana bianca in un sistema binario. Accade quando la nana bianca sottrae massa dal suo compagno e il suo mezzo esterno si accende rapidamente e diviene più brillante. Tale processo non danneggia la nana bianca e si può ripetere.

Novae

V838 Monocerotis

NOVAE Le Novae sono luminose e facili da riconoscere. Sono stelle di popolazione II ==> E/S0 e bulges di S quindi meno assorbimento e più semplice che per le Cefeidi che invece sono prevalentemente nel disco. Il punto di partenza per la misura della distanza è la relazione tra la magnitudine al massimo e il rate di diminuzione di questa stessa magnitudine

NOVAE Via LatteaM31

NOVAE Le Novae più luminose hanno una diminuzione di luminosità più rapida delle Novae meno luminose (intrinsecamente) Ci vuole un campionamento molto frequente delle curve di luce, il rate di diminuzione della magnitudine deve essere calcolato entro almeno 2 magnitudini Calibrazione: Novae Galattiche Novae in M31 Dove m è il rate di diminuzione entro 2 magnitudini (mag d -1 )

NOVAE Lappiattimento può essere dovuto alleffetto Malmquist. Le novae galattiche sono ~0.8 mag sopra quelle di M31 quindi non è un grande indicatore di distanza. Ci sono le Novae anomale (sono ~10%) 1) Nellammasso della Vergine si vedono solo le più brillanti 2)M max e m alla Vergine non sono ben determinate

NOVAE Si possono confondere con altri oggetti variabili Alla distanza dellammasso della vergine M max =-8.5 quindi (con m-M 31.5) avrà m B =+23 al massimo e per seguire la curva di luce della nova sotto di 2 magnitudini dovrò arrivare a m B =25, cioè sotto al cielo. Ci possono essere 3 altri metodi alternativi che usano le Novae

NOVAE I) La magnitudine dopo 15 giorni dal massimo: è costante; conseguenza della relazione tra massimo e rate di diminuzione delle magnitudine. =-5.6±0.14 II) Funzione di luminosità delle Novae al massimo III) Periodo di visibilità: esiste una correlazione tra il periodo medio di visibilità (sotto una certa magnitudine limite m lim ) e la magnitudine assoluta che corrisponde a tale m lim.

La strada per arrivare lontano

Supernovae Il termine Supernova fu coniato nel 1933 da Baade e Zwiky per indicare certe stelle che con le novae avevano in comune limprovviso aumento di luminosità, seguito da un graduale declino, ma la cui luminosità al massimo, risultava di gran lunga superiore a quella delle novae più brillanti Si osservano nelle galassie esterne e anche nella nostra galassia: 1054 (Crab nebula), 1572 (Tyco Brahe), 1604 (Galileo, Keplero) Ci sono 2 tipi do Supernovae: Tipo I e Tipo II

Supernovae Supernovae di Tipo I: Sono estremamente luminose M B Non hanno righe dellH e dellHe nello spetro ottico, nel primo mese dopo il massimo hanno forti righe di assorbimento ( 6347 A, 6371 A) del Si + La curva di luce è molto regolare e il massimo è ben definito Supenovae di tipo II: Hanno il picco di magnitudine assoluta troppo largo e non sono quindi delle buone candele standard

Curva di luce Ci sono due tipi di curva di luce osservati.

Supernovae di tipo Ia Benetti et al. 2003

Dopo Prima

Supernova 1987A Mostra una visione ravvicinata della morte di una stella massiccia

Supernovae di tipo Ia Esplosione di una nana bianca che è a/o vicino al limite di massa di Chandrasekhar (accrescimento da un compagno). SN I 2 classi fast low Curve di luce Più luminoso Meno luminoso La dispersione intrinseca attorno al massimo è piccola (nella Vergine 6 SNeIa M =0.18 mag)

Supernovae

Ci possono essere delle SNeIa che sono sub-luminose. Tendono ad essere rosse e in dischi di galassie spirali inclinate ===>grande estinzione interstellare Dallo studio di molte SNeIa si trova: M B = log h M B = log h spirali h= H 0 /100 M B = log h ellittiche

Supernovae Come si calibra la magnitudine assoluta? Dai modelli (decadimento di 56 Ni e 56 Co) si ottiene che M B = SN storiche galattiche: SN 1572 (M B =-18) SN 1006 (M B =-20) SN 1604 (M B =-19.7) Si ricava dalla struttura del resto di SN

Supernovae SN vicine extragalattiche: in NGC M B =-19.05

Supernovae Emissione termica Si ipotizza che il flusso ottico alla superficie della fotosfera della supernova sia uguale a quello di un corpo nero con la stessa temperatura di colore T. Il raggio della fotosfera può essere calcolato o con il metodo di Baade –Wesselink o si può stimare come il prodotto della velocità di espansione per il tempo di salita dallesplosione al massimo di luce. 25 giorni dopo il massimo il corpo nero ha T= K con una velocità di 9500 km/sec, una salita al massimo di 17gg si ha che a 25gg dal massimo M B =-18.2 che corrisponde a M B =-20.4 al massimo

Supernovae Incertezze: i te metodi possono differire anche di mezza magnitudine Cercare un maggior numero di supernovae Survey per cercare supernovae e aumentare in questo modo la statistica

La strada per arrivare lontano

Relazione di Tully-Fisher Relazione empirica tra la luminosità di S/Irr e la velocità di rotazione (misurata come larghezza della riga)(HI) Questa relazione si può calibrare con le cefeidi nelle Spirali e si può calibrare in tutto il Gruppo Locale DATI m B corretta per estinzione interna ed esterna V r corretta per inclinazione

Relazione di Tully-Fisher

Correzione per inclinazione i a ==>semiasse maggiore b ==>semiasse minore V r si può ricavare sia con misure ottiche che radio (21cm) Le correzioni per estinzione interna ed inclinazione sono inversamente proporzionali

Relazione di Tully-Fisher Gruppo Locale Ursa Major Vergine

Relazione di Tully-Fisher La correzione per estinzione è minore in IR che in B Cosa si misura? Magnitudine totale della galassia M tot o una magnitudine di apertura V max o V ad un certo raggio (entro la stessa apertura della magnitudine) TF dipende dal tipo morfologico

Relazione di Tully-Fisher Correzione per assorbimento interno: A i =-2.5 log{f(1+e - seci )+(1-2f) [(1-e - seci )/ seci]} = profondità ottica f = frazione di luce che non è oscurata dalla polvere In B 0.55 e f 0.25

Relazione di Tully-Fisher Come si misura V r : in ottico dalla curva di rotazione in genere dalla riga H La definizione originale di TF è però dalla riga 21 cm La velocità è quella che si ottiene dalla larghezza Doppler della riga a 21cm al 20% del picco W 20 corretto per inclinazione e per effetti strumentali W i = W 20 /sen i 2V max

Relazione di Tully-Fisher È importante una possibile correzione per turbolenza che dovrebbe abbassare V max : W t = larghezza al 20% per turbolenza (~38 km/sec) Wc = transizione da profilo a doppio corno a profilo gaussiano

Relazione di Tully-Fisher Effetto Malmquist : funzione di luminosità è influenzata da galassie più luminose con laumentare della distanza. Per avere questa relazione si deve avere del gas da misurare e in moto circolare. TF cade sotto una certa luminosità poiché le galassie Irregolari di bassa luminosità sono maggiormente dominate da turbolenza che da rotazione il limite è M B ~-15.0

Relazione di Tully-Fisher In simmetria sferica si ha che: ~R -2 Se si assume che le galassie abbiano una brillanza superficiale costante L~R 2 E che M/L = costante Oppure Che è la pendenza di TF

Relazione di Tully-Fisher Calibrazione di TF : Galassie del gruppo locale da queste si calcola la pendenza e si usano come punto zero. M B = -7.48(log W R –2.5) – B Incertezza di 0.25 mag cioè 12% in distanza