Una supernova è una stella che subisce una
tremenda esplosione, la cui luminosità aumenta
What
is a supernova
notevolmente
e diventa?paragonabile a quella di
Stars which undergo a tremendous explosion, or sudden brightening. During
un’intera galassia.
this time their luminosity becomes comparable to that of the entire galaxy
(which can be ~1011 stars)
SN1998bu in M96: left DSS reference image (made by O.Trondal), right
BVI colour image from 0.9m at CTIO (N. Suntzeff)
3
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 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 SiII,
allora si tratta del tipo Ia . Se il SiII è assente si ha il tipo Ib
se è presente HeI 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 SN2009af nella galassia
UGC1551 nella costellazione dell’Ariete. Le sue coordinate
sono R.A.=02h03m36.37s , Decl. =+24°04’40.9’’
Dati tecnici della galassia UGC 1551
Right Ascension
02h03m37.5s
Declination
+24d04m32s
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 UGC1551
L’osservazione si è svolta nel giorno 18 febbraio 2009
all’Osservatorio Astronomico di Asiago in località
Pennar utilizzando il telescopio “Galileo” da 122cm.
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 HgArNe : 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:
z
(  0 )
0
v

c
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:
v  -11968 - 2671  -14639 km/s
Abbiamo calcolato la distanza utilizzando
il redshift della galassia UGC1551
(z=0.008909 )e la legge di Hubble:
V = H0 d
v
z
c
z c
d
H0
La distanza della supernova è d = 37.09 Mpc
Abbiamo confrontato la magnitudine strumentale della SN
con quella di altre tre stelle di campo a cui abbiamo dato il
nome di A, B, C
Le informazioni sulle stelle sono state prese dal catalogo USNO-B1.0
Stella A:
Mag: 15.25 B2
Stella B:
Stella C:
Mag: 16.15 B2
Mag: 18.01 B2
14.37 R2
15.21 R2
16.28 R2
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 R2
AR2 - x = 14.52
BR2 - y = 15.18
CR2 - 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:
L
M  M 0  2.5 log
L0
La luminosità è: 4.140 x 1035 W = 4.140 erg/s = 1.076 x 109 L0
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 SN2009af con una
delle SN di tipo IIb più studiate, la SN1993J in M81
Abbiamo sovrapposto lo spettro della SN2009af
(rosso) con quello della SN 1993J (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