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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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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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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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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
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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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:
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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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: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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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