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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NOVAE
Via Lattea
M31
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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 M Vmax  9.96  2.31  log m
Novae in M31
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
Alla distanza dell’ammasso della vergine Mmax=-8.5 quindi
(con m-M31.5) 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.
Si possono confondere con altri oggetti variabili
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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La strada per arrivare lontano
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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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Supernovae
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’H e 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
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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. 2003
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Dopo
Prima
Supernova 1987A
Mostra una visione
ravvicinata della
morte di una stella
massiccia
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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 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
spirali
MB= -18.36 00.8 +5log h
MB= -18.33 00.8 +5log h
h= H0/100
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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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 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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La strada per arrivare lontano
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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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Relazione di Tully-Fisher
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Relazione di Tully-Fisher
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Relazione di Tully-Fisher
b
1
a
seni 
b
1  
 a int
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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Relazione di Tully-Fisher
Gruppo
Locale
Ursa
Major
Vergine
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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
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Relazione di Tully-Fisher
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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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 21cm al 20% del picco W20
corretto per inclinazione e per effetti strumentali
Wi= W20/sen i  2Vmax
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Relazione di Tully-Fisher
È importante una possibile correzione per turbolenza che
dovrebbe abbassare Vmax:
WR2  W202  Wt 2  2W20Wt (1  e
(
W20 2
)
Wc
)  2Wt 2e
(
W20 2
)
Wc
Wt= larghezza al 20% per turbolenza (~38 km/sec)
Wc = transizione da profilo a doppio corno a profilo gaussiano
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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
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Relazione di Tully-Fisher
In simmetria sferica si ha che:
V 2R
M
G
Se si assume che le galassie abbiano
una brillanza superficiale costante
L~R2
L V
4
max
E che M/L = costante
Oppure
~R-2
R V
2
max
Che è la pendenza di TF
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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
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