L.Mattiello(1), L.Rigovacca(1), M.Scalchi(1), V. Tanku(2)

Presentazione sul tema: "L.Mattiello(1), L.Rigovacca(1), M.Scalchi(1), V. Tanku(2)"— Transcript della presentazione:

1 Identificazione di stelle Cefeidi nella galassia Centaurus A con dati di Hubble Space Telescope
L.Mattiello(1), L.Rigovacca(1), M.Scalchi(1), V. Tanku(2) (1) Liceo Scientifico “G.B. Quadri”, Vicenza (2) Liceo Sperimentale “Don G. Fogazzaro”, Vicenza

2 Le Cefeidi Le stelle Cefeidi sono delle stelle variabili che devono il proprio nome alla prima stella del genere che e' stata scoperta, Delta Cephei (al centro dell’immagine). Si tratta di stelle pulsanti, il cui raggio varia periodicamente intorno ad un valore medio.

3 Le Cefeidi Il periodo e' compreso tra 0.2 e 100 giorni circa; nel corso di un periodo variano la luminosità (circa una magnitudine), la velocità radiale, il raggio, la temperatura e il tipo spettrale. Curva di luce: Grafico giorno/magnitudine

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6 Le Cefeidi La pulsazione avviene secondo un ciclo:
contrazione della stella riscaldamento del nucleo accelerazione delle reazioni nucleari e sovrapproduzione di energia espansione della stella dissipazione dell'energia accumulata raffreddamento del nucleo decelerazione delle reazioni nucleari squilibrio di pressione contrazione

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8 Le Cefeidi nel diagramma HR
Le Cefeidi popolano solo una zona particolare del diagramma HR detta fascia di instabilità delle Cefeidi, che attraversa il diagramma partendo dalla zona delle supergiganti fino alla sequenza principale.

9 Henrietta Leavitt Henrietta Leavitt era un’astronoma statunitense che per anni si dedicò allo studio di stelle variabili nelle nubi di Magellano.

10 Caratteristiche delle Cefeidi
La Leavitt notò che le Cefeidi più luminose avevano anche il periodo più lungo, secondo la relazione da lei scoperta nel 1912: M = A*log10(P) + B

11 La determinazione della distanza
La possibilità di conoscere con precisione la magnitudine assoluta di un oggetto astronomico è molto importante. Trovato il modulo di distanza [m – M], è possibile infatti calcolare la distanza in parsec attraverso la formula: Y= Kpc X= (m-M)/5 Edwin Hubble nel 1925 dallo studio di una curva di luce di una cefeide nella nebulosa di andromeda scoprì che tale nebulosa era esterna alla nostra galassia m – M = 5*log(d) – 5

12 Le immagini che abbiamo utilizzato sono state prelevate dall’archivio pubblico dell’Hubble Space Telescope.

13 Centaurus A I nostri dati riguardavano la Galassia Centaurus A (NGC 5128), appartenente alla costellazione del Centauro. Centaurus A (NGC 5128) Tipo morfologico S0 peculiare α 13h 25.5m δ -43° 01' Mag. apparente 7.84 Diametro apparente 18.2'  Distanza 107 al Costellazione Centaurus Redshift Velocità radiale 547 km/s

14 Il problema dei raggi cosmici
Per analizzare le immagini è necessario togliere gli effetti dei raggi cosmici. Per far ciò abbiamo confrontato coppie di immagini. Immagini erano a coppie appositamente per eliminare i raggi cosmici mediante procedura minmax Una porzione di immagini prima (a sinistra) e dopo (a destra) l’eliminazione dei raggi cosmici

15 Identificazione delle stelle
L’elaboratore ha individuato automaticamente le stelle nell’immagine considerata e le ha ordinate arbitrariamente

16 Identificazione delle variabili
Per le stelle che presentavano notevoli differenze di magnitudine tra le varie immagini, abbiamo tracciato il grafico giorno – magnitudine. Le stelle che presentavano un periodo piuttosto regolare, potevano essere delle Cefeidi. Fase= 2Pigreco/T Grafico giorno-magnitudine = Curva di luce

17 Grafici di stelle scartate
Errori strumentali forniti dal programma automaticamente

18 Grafici di stelle scartate

19 Grafici di possibili Cefeidi

20 Grafici di possibili Cefeidi

21 Grafici di possibili Cefeidi
Questa l’abbiamo tenuta perché nonostante l’errore il modulo di distanza andava bene

22 Le variabili individuate
Legenda: Blu: Presentano variabilità dovuta alla non perfetta sovrapponibilità delle immagini; Rosso: Possibili Cefeidi non riscontrate nella letteratura; Giallo: Cefeide corrispondente nella letteratura

23 Elaborazione dei dati Dai grafici abbiamo ricavato una stima del periodo. Con questo risultato e con il valore della magnitudine calcolato dal programma, abbiamo determinato, per ciascuna stella, la magnitudine assoluta e il modulo di distanza. N° oggetto 2045 1053 1493 Periodo 18,0 10,6 16,9 mmedia 18,06 16,58 19,69 M -4,86 -4,23 -4,79 m – M + 4,85 27,77 25,67 26,33 4,85 correzione telescopio Hubble

24 Conclusioni I valori del modulo di distanza sono confrontabili con il valore dato dalla letteratura (27,5). Distanza compresa tra 1 e 2,5 milioni di parsec