Misura del tasso di formazione stellare nella galassia a spirale NGC 3338

1. Misura del tasso di formazione stellare nella galassia a spirale NGC 3338 Anna Boscolo Veronica Cecchini Valentina Penzo Francesca Rubin

2. L’intensità della riga di emissione Ha nelle galassie a spirale è un potente strumento per esplorare il loro tasso di formazione stellare. Esistono altri metodi per stimare la SFR nelle galassie a spirale, tra cui l’utilizzo dell’emissione infrarossa e UV. Di questi metodi di misurazione, le osservazioni in Ha sono le uniche che possono essere effettuate con telescopi a terra.

3. LA GALASSIA NGC 3338 • Galassia a spirale di tipo c • Distanza di circa 17 Mpc • Coordinate in cielo (all’equinozio 2000.0) A.R.=10h 42m 07.5g, Dec=+13° 44’ 49’’ • Magnitudine apparente: m = 12,8

4. Correzione delle immagini digitali • Bias e flat-field • Calibrazione delle lunghezze d’onda • Calibrazione del flusso • Sottrazione delle righe di cielo

5. Lo spettro della galassia • Lo spettro presenta • Una striscia centrale orizzontale più luminosa, dovuta al nucleo della galassia • Righe spettrali lungo la fenditura, corrispondenti a diverse regioni di emissione della galassia

6. Zone dove la riga Ha è più brillante : • N è il nucleo della galassia • A1, A2, A3 e B2, B2, B3

7. Misurazione del flusso di Ha Le righe di emissione: funzioni la cui area rappresenta il flusso contenuto nella riga: Dove I(l) è l’intensità della riga a diverse lunghezze d’onda,I0è l’intensità della riga al centro (l0), F(l0) è il flusso della riga eσla sua larghezza.

8. Trovato i flussi di Hae Hb si è calcolato i loro rapporti e confrontati con il decremento di Balmer teorico per un gas ionizzato a T = 10 000 K Purtroppo, di solito, Ha è ben visibile, mentre Hb è debole, talvolta così debole da non essere misurabile.

9. Star Formation Rate • conversione del flusso di Hain luminosità (L) • calcolo della distanza per mezzo della legge di Hubble (Mpc) • moltiplicazione del flusso per4πD² (erg/sec) • per ottenere la star formation rate si usa la relazione: (M/anno)

10. Poiché la riga Hα viene emessa quando gli elettroni liberi si ricombinano con i loro protoni, la sua intensità è strettamente legata al numero di fotoni ionizzanti (cioè con energia > 13.6 eV) emessi da una sorgente, in questo caso stelle calde: (fotoni/sec) E conoscendo il numero tipico di fotoni ionizzanti emessi da una stella calda, ad esempio una O5 (fotoni/sec) si può stimare il numero di stelle di quel tipo spettrale che stanno fotoionizzando il gas.

11. F(Hb) F(Hα) Hα/Hb A(V) A3 9,49×10-16 5,96×10-15 6,27 2,47 A2 5,70×10-16 4,64×10-15 8,14 3,28 A1 5,02×10-16 4,48×10-15 8,93 3,56 N 1,38×10-15 6,49×10-15 4,70 1,57 B1 8,14×10-16 6,81×10-15 8,37 3,37 B2 7,43×10-16 4,42×10-15 5,95 2,30 B3 1,13×10-15 6,21×10-15 5,51 2,06 Risultati:

12. I(Hα) L(Hα) SFR Qion N(O5) A3 3,83×10-14 1,69×1039 0,013 1,23×1051 24,7 A2 5,49×10-14 2,42×1039 0,019 1,77×1051 35,3 A1 6,54×10-14 2,88×1039 0,023 2,10×1051 42,0 N 2,11×10-14 0,93×1039 0,007 0,68×1051 13,6 B1 8,62×10-14 3,80×1039 0,030 2,77×1051 55,5 B2 2,50×10-14 1,10×1039 0,008 0,80×1051 16,1 B3 2,93×10-14 1,29×1039 0,010 0.94×1051 18,8