1 la scala delle distanze ii ovvero: come arrivare lontano

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La Scala delle distanze II

Ovvero: come arrivare lontano

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La strada per arrivare lontano

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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.

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Novae

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V838 Monocerotis

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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

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NOVAEVia Lattea M31

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NOVAELe 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

mMV log31.296.9max

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

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NOVAE

L’appiattimento può essere dovuto all’effetto 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) Nell’ammasso della Vergine si vedono solo le più brillanti

2)Mmax e m alla Vergine non sono ben determinate

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NOVAE

Si possono confondere con altri oggetti variabili

Alla distanza dell’ammasso della vergine Mmax=-8.5 quindi (con m-M31.5) avrà mB=+23 al massimo e per seguire la curva di luce della nova sotto di 2 magnitudini dovrò arrivare a mB=25, cioè sotto al cielo.

Ci possono essere 3 altri metodi alternativi che usano le Novae

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NOVAE

I) La magnitudine dopo 15 giorni dal massimo: <M15> è costante; conseguenza della relazione tra massimo e rate di diminuzione delle magnitudine. <M15> =-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.

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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

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SupernovaeSupernovae di Tipo I: Sono estremamente luminose MB-19.5

Non hanno righe dell’H e dell’He 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

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Curva di luce

Ci sono due tipi di curva

di luce osservati.

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Supernovae di tipo Ia

Benetti et al. 2003Benetti et al. 2003

Dopo Prima

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

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Supernovae di tipo IaEsplosione di una nana bianca che è a/o vicino al limite di massa di Chandrasekhar (accrescimento da un compagno) .

SN I 2 classi fast

lowCurve di luce

Più luminoso

Meno luminoso

La dispersione intrinseca attorno al massimo è piccola

(nella Vergine 6 SNeIa M=0.18 mag)

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Supernovae

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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:

MB= -18.13 00.8 +5log h

MB= -18.36 00.8 +5log h

spirali h= H0/100

MB= -18.33 00.8 +5log h ellittiche

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Supernovae

Come si calibra la magnitudine assoluta?

Dai modelli (decadimento di 56Ni e 56Co) 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

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Supernovae

SN vicine extragalattiche: in NGC 5128 1986

MB=-19.05

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SupernovaeEmissione 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 17gg si ha che a 25gg dal massimo MB=-18.2 che corrisponde a MB=-20.4 al massimo

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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

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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

mB corretta per estinzione interna ed esterna

Vr corretta per inclinazione

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int

1

1

abab

seni

Correzione per inclinazione i

a ==>semiasse maggiore

b ==>semiasse minore

Vr si può ricavare sia con misure ottiche che radio (21cm)

Le correzioni per estinzione interna ed inclinazione sono inversamente proporzionali

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Gruppo Locale

Ursa Major

Vergine

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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

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Correzione per assorbimento interno:

Ai =-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

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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 21cm al 20% del picco W20

corretto per inclinazione e per effetti strumentali

Wi= W20/sen i 2Vmax

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È importante una possibile correzione per turbolenza che dovrebbe abbassare Vmax:

220220 )(2

)(

2022

202 2)1(2 cc W

W

tW

W

ttR eWeWWWWW

Wt= larghezza al 20% per turbolenza (~38 km/sec)

Wc = transizione da profilo a doppio corno a profilo gaussiano

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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

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In simmetria sferica si ha che:G

RVM

2

~R-2

Se si assume che le galassie abbiano una brillanza superficiale costante

L~R2

E che M/L = costante 4maxVL

2maxVR Oppure

Che è la pendenza di TF

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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

1 la scala delle distanze ii ovvero: come arrivare lontano

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