La Scala delle distanze II Ovvero come arrivare

La Scala delle distanze II Ovvero: come arrivare lontano 1

La strada per arrivare lontano 2

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. 3

Novae 4

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V 838 Monocerotis 6

NOVAE Le Novae sono luminose e facili da riconoscere. Sono stelle di popolazione II ==> E/S 0 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 7

NOVAE Via Lattea M 31 8

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 M 31 Dove m è il rate di diminuzione entro 2 magnitudini (mag d-1 ) 9

NOVAE L’appiattimento può essere dovuto all’effetto Malmquist. Le novae galattiche sono ~0. 8 mag sopra quelle di M 31 quindi non è un grande indicatore di distanza. Ci sono le Novae anomale (sono ~10%) 1) Nell’ammasso della Vergine si vedono solo le più brillanti 2)Mmax e m alla Vergine non sono ben determinate 10

NOVAE Alla distanza dell’ammasso della vergine Mmax=-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. Si possono confondere con altri oggetti variabili Ci possono essere 3 altri metodi alternativi che usano le Novae 11

NOVAE I) La magnitudine dopo 15 giorni dal massimo: <M 15> è costante; conseguenza della relazione tra massimo e rate di diminuzione delle magnitudine. <M 15> =-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 mlim) e la magnitudine assoluta che corrisponde a tale mlim. 12

La strada per arrivare lontano 13

Supernovae Il termine Supernova fu coniato nel 1933 da Baade e Zwiky per indicare certe stelle che con le novae avevano in comune l’improvviso 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 14

Supernovae di Tipo I: Sono estremamente luminose MB -19. 5 La curva di luce è molto regolare e il massimo è ben definito Non hanno righe dell’He nello spetro ottico, nel primo mese dopo il massimo hanno forti righe di assorbimento ( 6347 A, 6371 A) del Si+ Supenovae di tipo II: Hanno il picco di magnitudine assoluta troppo largo e non sono quindi delle buone candele standard 15

Curva di luce Ci sono due tipi di curva di luce osservati. 16

Supernovae di tipo Ia Benetti et al. 2003 17

Dopo Prima 18

Supernova 1987 A Mostra una visione ravvicinata della morte di una stella massiccia 19

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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 Più luminoso Curve di luce low Meno luminoso La dispersione intrinseca attorno al massimo è piccola (nella Vergine 6 SNe. Ia M=0. 18 mag) 21

Supernovae 22

Supernovae Ci possono essere delle SNe. Ia che sono sub-luminose. Tendono ad essere rosse e in dischi di galassie spirali inclinate ===>grande estinzione interstellare Dallo studio di molte SNe. Ia si trova: MB= -18. 13 00. 8 +5 log h spirali MB= -18. 36 00. 8 +5 log h MB= -18. 33 00. 8 +5 log h h= H 0/100 ellittiche 23

Supernovae Come si calibra la magnitudine assoluta? Dai modelli (decadimento di 56 Ni e 56 Co) si ottiene che MB= -19. 5 -19. 6 SN storiche galattiche: SN 1572 (MB=-18) SN 1006 (MB=-20) SN 1604 (MB=-19. 7) Si ricava dalla struttura del resto di SN 24

Supernovae SN vicine extragalattiche: in NGC 5128 1986 MB=-19. 05 25

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 dall’esplosione al massimo di luce. 25 giorni dopo il massimo il corpo nero ha T=60000 K con una velocità di 9500 km/sec, una salita al massimo di 17 gg si ha che a 25 gg dal massimo MB=-18. 2 che corrisponde a MB=-20. 4 al massimo 26

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 27

La strada per arrivare lontano 28

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 Vr corretta per inclinazione 29

Relazione di Tully-Fisher 30

Relazione di Tully-Fisher 31

Relazione di Tully-Fisher Correzione per inclinazione i a ==>semiasse maggiore b ==>semiasse minore Vr si può ricavare sia con misure ottiche radio (21 cm) Le correzioni per estinzione interna ed inclinazione sono inversamente proporzionali 32

Relazione di Tully-Fisher Gruppo Locale Ursa Major Vergine 33

Relazione di Tully-Fisher La correzione per estinzione è minore in IR che in B Cosa si misura? Magnitudine totale della galassia Mtot o una magnitudine di apertura Vmax o V ad un certo raggio (entro la stessa apertura della magnitudine) TF dipende dal tipo morfologico 34

Relazione di Tully-Fisher Correzione per assorbimento interno: Ai =-2. 5 log{f(1+e- seci)+(1 -2 f) [(1 -e - seci)/ seci]} = profondità ottica f = frazione di luce che non è oscurata dalla polvere In B 0. 55 e f 0. 25 35

Relazione di Tully-Fisher Come si misura Vr: 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 21 cm al 20% del picco W 20 corretto per inclinazione e per effetti strumentali Wi= W 20/sen i 2 Vmax 36

Relazione di Tully-Fisher È importante una possibile correzione per turbolenza che dovrebbe abbassare Vmax: Wt= larghezza al 20% per turbolenza (~38 km/sec) Wc = transizione da profilo a doppio corno a profilo gaussiano 37

Relazione di Tully-Fisher Effetto Malmquist : funzione di luminosità è influenzata da galassie più luminose con l’aumentare 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 MB~-15. 0 38

Relazione di Tully-Fisher In simmetria sferica si ha che: Se si assume che le galassie abbiano una brillanza superficiale costante ~R-2 L~R 2 E che M/L = costante Oppure Che è la pendenza di TF 39

Relazione di Tully-Fisher Calibrazione di TF : Galassie del gruppo locale da queste si calcola la pendenza e si usano come punto zero. MB = -7. 48(log WR – 2. 5) – 19. 55 + B Incertezza di 0. 25 mag cioè 12% in distanza 40