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

un’intera galassia.

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What is a supernova ?Stars which undergo a tremendous explosion, or sudden brightening. During 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)

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-L presenta un declino lineare della luminosità

Tipo II-P mostra un “plateau” dopo il massimo di 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’’

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

Dati tecnici della galassia UGC 1551 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.

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.

Si utilizzano 4 tipi di file per elaborare lo spettro e in seguito viene tolta la radiazione luminosa che proviene dal cielo:

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 BIASDIVISIONE PER FLAT-FIELD

CALIBRAZIONE λCALIBRAZIONE FLUSSO

SOTTRAZIONE DEL CIELO

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 emissione proviene dalle regioni della fotosfera in espansione che non si muovono in direzione dell’osservatore.

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.

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:

c

vz

0

0 )(

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:

km/s 14639- 2671-11968- v

Abbiamo calcolato la distanza utilizzando il redshift della galassia UGC1551 (z=0.008909 )e la legge di Hubble:

V = H0 d

La distanza della supernova è d = 37.09 Mpc

c

vz

0H

czd

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

Stella A: Stella B: Stella C:

 Mag: 15.25 B2

14.37 R2

13.59 IMag

Strum: 12.64

Mag: 16.15 B2

15.21 R2

14.63 Imag

Strum: 12.82

Mag: 18.01 B2

16.28 R2

15.04 Imag

Strum: 13.47

Le informazioni sulle stelle sono state prese dal catalogo USNO-B1.0

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:

00 log5.2

L

LMM

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