Una supernova una stella che subisce una tremenda

Una supernova è una stella che subisce una tremenda esplosione, la cui luminosità aumenta notevolmente e diventa paragonabile a quella di un’intera galassia.

Attraverso lo spettro è possibile riconoscere gli elementi che compongono la fotosfera della supernova, nonché la velocità di espulsione dei gas dopo l’esplosione.

La curva di luce rappresenta la magnitudine in funzione dei giorni dopo il massimo. Utilizzandola congiuntamente allo spettro è possibile classificare una supernova.

Le due classi principali in cui si dividono le Supernovae sono i tipi I e II, a seconda dell’assenza o della presenza di linee di idrogeno nello spettro.

Se non è presente l’idrogeno ma ci sono linee di Si. II, allora si tratta del tipo Ia. Se il Si. II è assente si ha il tipo Ib se è presente He. I oppure il tipo Ic se non ci sono linee di quest’ultimo elemento.

In base alla curva di luce il tipo II si divide in II-P o II-L se, dopo il massimo di luminosità, si forma un plateau per 2 -3 mesi, oppure se la luminosità cala in modo lineare. Tipo II-P mostra un “plateau” dopo il massimo di luminosità Tipo II-L presenta un declino lineare della luminosità

Un altra sottoclasse è formata dalle Supernovae di tipo IIb. Il loro spettro, in un primo momento, è paragonabile a quello delle tipo II, mentre, in seguito diventa simile alle supernovae di tipo I b/c Inoltre, alcune Supernovae di tipo I b/c e IIn con energia di esplosione E > 1052 erg sono dette Ipernovae

Le SNe di tipo Ia si trovano in tutti i tipi di galassie (anche ellettiche) Si distinguono per la loro grande uniformità sia nelle curve di luce che negli spettri e c’è un generale consenso ad associarle all’esplosione di una nana bianca in un sistema binario. Inoltre la relativamente bassa dispersione al Max di luce <MB> = -18. 6 ci permette di usarle come candele Standard per la misura di distanze astronomiche.

Le Supernovae di tipo II sono associate con la morte di stelle massicce(M > 8 Mo)e il collasso del core di ferro alla fine della loro evoluzione. Queste stelle hanno larghi inviluppi ricchi di H e questo elemento lo ritroviamo nei loro spettri.

La Supernova in questione è SN 2009 af nella galassia UGC 1551 nella costellazione dell’Ariete. Le sue coordinate sono R. A. =02 h 03 m 36. 37 s , Decl. =+24° 04’ 40. 9’’ Dati tecnici della galassia UGC 1551 Right Ascension 02 h 03 m 37. 5 s Declination +24 d 04 m 32 s Classification SB IV-V Velocity 1671 km/s Redshift 0. 008909 Magnitude 13. 50 Major Diameter 2. 8 arcmin Minor Diameter 2. 3 arcmin Distance 37. 09 Mpc Immagine della galassia UGC 1551

L’osservazione si è svolta nel giorno 18 febbraio 2009 all’Osservatorio Astronomico di Asiago in località Pennar utilizzando il telescopio “Galileo” da 122 cm. Sono state fatte 5 pose di 20 minuti ciascuna ed è stato ricavato lo spettro.

Per elaborare i dati abbiamo utilizzato il programma IRAF in modo da correggere gli errori nelle misurazioni derivanti dalla radiazione di fondo del cielo o da disomogeneità del CCD In questo modo si riescono a trasformare i dati grezzi in dati scientifici utilizzabili per fare eseguire misurazioni e fare delle ipotesi sulla supernova.

Si utilizzano 4 tipi di file per elaborare lo spettro e in seguito viene tolta la radiazione luminosa che proviene dal cielo: BIAS: immagine ottenuta con un tempo di esposizione nullo e otturatore chiuso. Va tolto in modo da eliminare il normale rumore derivante dalla differenza di intensità dei pixel del CCD. FLAT-FIELD: immagine ottenuta illuminando una superficie di fronte al telescopio con una luce bianca. È necessario per eliminare gli errori derivanti da disomogeneità intrinseche del sensore CCD

LAMPADA Hg. Ar. Ne : sono lampade che emettono particolari lunghezze d’onda note (in Angstrom). Sono usate per riconoscere le lunghezze d’onda sconosciute dello spettro analizzato. Stella Standard Spettrofotometrica: è una particolare stella di riferimento che viene utilizzata per la calibrazione in flusso dello spettro, in modo da trasformare l’intensità registrata da ogni pixel in flusso. Infine viene tolta la radiazione luminosa che proviene dal cielo e disturba lo spettro preso dal CCD.

SOTTRAZIONE DEL BIAS CALIBRAZIONE λ SOTTRAZIONE DEL CIELO DIVISIONE PER FLAT-FIELD CALIBRAZIONE FLUSSO

È ben visibile il profilo P-Cygni della riga Ha

Il profilo P-Cygni è tipico delle stelle che possiedono un forte vento solare oppure una fotosfera in espansione. Il profilo consiste nel fatto che la funzione di base di corpo nero è modificata da una riga in assorbimento spostata verso il blu e da una riga in emissione spostata verso il rosso.

La riga in assorbimento deriva dalla radiazione luminosa che proviene dalla parte della fotosfera che si muove in direzione dell’osservatore. Attraverso questo profilo è possibile calcolare la velocità di espansione della fotosfera. La riga in emissione proviene dalle regioni della fotosfera in espansione che non si muovono in direzione dell’osservatore.

Attraverso il profilo P-Cygni in assorbimento, sovrapponendo una Curva Gaussiana, si riesce ad estrapolare la lunghezza d’onda della linea Ha blue-shiftata. Quindi, utilizzando la formula del redshift: Si ottiene come velocità degli ejecta: v = -11967. 945 km/s Questa però non è la velocità reale del materiale espulso, poiché bisogna tenere conto della velocità di recessione della galassia. Quindi la velocità reale degli ejecta è:

Abbiamo calcolato la distanza utilizzando il redshift della galassia UGC 1551 (z=0. 008909 )e la legge di Hubble: V = H 0 d La distanza della supernova è d = 37. 09 Mpc

Abbiamo confrontato la magnitudine strumentale della SN con quella di altre stelle di campo a cui abbiamo dato il nome di A, B, C

Le informazioni sulle stelle sono state prese dal catalogo USNO-B 1. 0 Stella A: Stella B: Stella C: Mag: 15. 25 B 2 Mag: 16. 15 B 2 Mag: 18. 01 B 2 14. 37 R 2 15. 21 R 2 16. 28 R 2 13. 59 IMag 14. 63 Imag Strum: 12. 64 Strum: 12. 82 15. 04 Imag Strum: 13. 47

A questo punto abbiamo calcolato la differenza di magnitudine strumentale tra le stelle che abbiamo scelto e la SN x = A-SN = -0. 15 y = B-SN = 0. 03 z = C-SN = 0. 68

Abbiamo poi sottratto le differenze che abbiamo trovato con i valori della magnitudine delle stelle nella banda R 2 AR 2 - x = 14. 52 BR 2 - y = 15. 18 CR 2 - z = 15. 60 Infine abbiamo calcolato la media aritmetica trovando la magnitudine apparente: 15. 10

Inoltre abbiamo calcolato la magnitudine assoluta dalla magnitudine apparente: M = absolute magnitude m = apparent magnitude d = distance in pc La magnitudine assoluta è -17. 75

Abbiamo poi calcolato la luminosità della SN con la legge di Pogson: La luminosità è: 4. 140 x 1035 W = 4. 140 erg/s = 1. 076 x 109 L 0

Per la classificazione della supernova serve sia lo spettro che la curva di luce, tuttavia, non avendo quest’ultima, abbiamo fatto delle ipotesi studiando solamente lo spettro. Siamo stati in grado di classificarla come una SN di tipo II, per la forte emissione di H

Al momento non siamo tuttavia in grado di definire se la SN sia di tipo II-L, II-P o un’altra sottoclasse in quanto sarebbero necessari curva di luce e studi più dettagliati

Abbiamo inoltre paragonato la SN 2009 af con una delle SN di tipo IIb più studiate, la SN 1993 J in M 81

Abbiamo sovrapposto lo spettro della SN 2009 af (rosso) con quello della SN 1993 J (bianco) del 21 aprile.

Si può notare un’ evidente somiglianza tra 3700 - 5000 Å e 6200 - 6900 Å. Inoltre il profilo P-Cygni è quasi analogo. Ciò significa che non possiamo escludere il tipo IIb come classificazione per la SN

Un sincero ringraziamento per questa esperienza a : • STEFANO CIROI • FRANCESCO DI MILLE • DIPARTIMENTO DI ASTROFISICA DELL’UNIVERSITÁ DI PADOVA • PROFESSORESSA MARGHERITA CARCÒ