Misura del tasso di formazione stellare nella galassia a spirale NGC 3338 Anna Boscolo Veronica Cecchini Valentina Penzo Francesca Rubin

L’intensità della riga di emissione Ha nelle galassie a spirale è un potente strumento per esplorare il loro tasso di formazione stellare. Esistono altri metodi per stimare la SFR nelle galassie a spirale, tra cui l’utilizzo dell’emissione infrarossa e UV. Di questi metodi di misurazione, le osservazioni in Ha sono le uniche che possono essere effettuate con telescopi a terra.

LA GALASSIA NGC 3338 Galassia a spirale di tipo c Distanza di circa 17 Mpc Coordinate in cielo (all’equinozio 2000.0) A.R.=10h 42m 07.5g, Dec=+13° 44’ 49’’ Magnitudine apparente: m = 12,8

Correzione delle immagini digitali Bias e flat-field Calibrazione delle lunghezze d’onda Calibrazione del flusso Sottrazione delle righe di cielo

Lo spettro della galassia Lo spettro presenta Una striscia centrale orizzontale più luminosa, dovuta al nucleo della galassia Righe spettrali lungo la fenditura, corrispondenti a diverse regioni di emissione della galassia

Zone dove la riga Ha è più brillante : N è il nucleo della galassia A1, A2, A3 e B2, B2, B3

Misurazione del flusso di Ha Le righe di emissione: funzioni la cui area rappresenta il flusso contenuto nella riga: Dove I(l) è l’intensità della riga a diverse lunghezze d’onda, I0 è l’intensità della riga al centro (l0), F(l0) è il flusso della riga e σ la sua larghezza.

Trovato i flussi di Ha e Hb si è calcolato i loro rapporti e confrontati con il decremento di Balmer teorico per un gas ionizzato a T = 10 000 K Purtroppo, di solito, Ha è ben visibile, mentre Hb è debole, talvolta così debole da non essere misurabile.

Star Formation Rate conversione del flusso di Ha in luminosità (L) calcolo della distanza per mezzo della legge di Hubble (Mpc) moltiplicazione del flusso per 4πD² (erg/sec) per ottenere la star formation rate si usa la relazione: (M/anno)

Poiché la riga Hα viene emessa quando gli elettroni liberi si ricombinano con i loro protoni, la sua intensità è strettamente legata al numero di fotoni ionizzanti (cioè con energia > 13.6 eV) emessi da una sorgente, in questo caso stelle calde:   (fotoni/sec) E conoscendo il numero tipico di fotoni ionizzanti emessi da una stella calda, ad esempio una O5 si può stimare il numero di stelle di quel tipo spettrale che stanno fotoionizzando il gas.

Risultati: F(Hb) F(Hα) Hα/Hb A(V) A3 9,49×10-16 5,96×10-15 6,27 2,47   F(Hb) F(Hα) Hα/Hb A(V) A3 9,49×10-16 5,96×10-15 6,27 2,47 A2 5,70×10-16 4,64×10-15 8,14 3,28 A1 5,02×10-16 4,48×10-15 8,93 3,56 N 1,38×10-15 6,49×10-15 4,70 1,57 B1 8,14×10-16 6,81×10-15 8,37 3,37 B2 7,43×10-16 4,42×10-15 5,95 2,30 B3 1,13×10-15 6,21×10-15 5,51 2,06

I(Hα) L(Hα) SFR Qion N(O5) A3 3,83×10-14 1,69×1039 0,013 1,23×1051   I(Hα) L(Hα) SFR Qion N(O5) A3 3,83×10-14 1,69×1039 0,013 1,23×1051 24,7 A2 5,49×10-14 2,42×1039 0,019 1,77×1051 35,3 A1 6,54×10-14 2,88×1039 0,023 2,10×1051 42,0 N 2,11×10-14 0,93×1039 0,007 0,68×1051 13,6 B1 8,62×10-14 3,80×1039 0,030 2,77×1051 55,5 B2 2,50×10-14 1,10×1039 0,008 0,80×1051 16,1 B3 2,93×10-14 1,29×1039 0,010 0.94×1051 18,8