RICERCA DI SUPERNOVAE TRAMITE SENSORE CCD

ALL’OSSERVATORIO ASTRONOMICO DI MONTE VISEGGI

1990-1992: il sistema visuale

L’Associazione Astrofili Spezzini iniziò la sua attività di ricerca di supernovae extragalattiche nel 1990 con il metodo visuale. Allora per le possibilità tecniche degli astrofili si trattava del sistema più efficace. Il sistema fotografico era infatti riservato solo ai professionisti che disponevano di migliori attrezzature, maggiori disponibilità economiche e soprattutto di strumenti che raccogliessero in una sola immagine un intero ammasso di galassie.

Come carte di riferimento si usavano i due più famosi ed ricchi cataloghi di immagini su stampa, il Brian-Thompson ed il Lopez-Alvarez. Con questo sistema si arrivavano a controllare visualmente in media 50 galassie a notte con una magnitudine limite visuale raggiunta massima di 14.8. Ogni anno eseguivo circa 1500/2000 controlli annuali valore molto inferiore ai 7/10.000 annui ritenuti necessari per avere discrete possibilità di scoperta con questa metodologia. Tali valori sono stati stabiliti in seguito a studi statistici su osservazioni negative registrate dai grandi scopritori visuali tra cui non possiamo dimenticarci del rev. Robert Evans attualmente, ma ancora per poco, con le sue 38 scoperte è il più prolifico scopritore visuale di SN al mondo. Tutte le nostre osservazioni negative venivano ogni mese inviate al Gruppo Zwiky che allora era l’unico gruppo che raccoglieva e coordinava i principali osservatori di SN in Italia.

1993-1995: sviluppo del sistema CCD

Con l’arrivo della camera CCD ST6 nel 1992, visti i notevoli vantaggi in termini di sensibilità e di rapidità del nuovo sistema CCD, viene abbandonato il sistema visuale. Con 2 minuti di posa si poteva raggiungeva tranquillamente le 19° magnitudine.

In un primo tempo nacque il problema della reperibilità delle immagini di confronto. Fortunatamente colmarono in parte quella lacuna due cataloghi veramente validi allo scopo, il Buil-Thouvenot ed il J.C. Vickers quest’ultimo creato appositamente a questo scopo. Quindi inizialmente si perse molti mesi per completare una base di immagini che mancavano in questi due cataloghi per poter iniziare la ricerca. Vennero prodotte ulteriori 500 immagini di galassie che vengono usate ancora oggi come immagini di confronto. Queste immagini vennero poi pubblicate dall’AAS in un atlante di nome “Galassie”.

LA STESURA DEL CATALOGO

Si dovette poi affrontare il problema della compilazione di un catalogo di galassie personalizzato in base alla propria strumentazione.

Partimmo da due considerazioni fondamentali:

- le SN di tipo I raggiungono il loro massimo di luminosità assoluta intorno alla magnitudine -18.5:

- la nostra magnitudine limite su 2 minuti di posa era di 19 e quindi la minima magnitudine rilevabile sul picco di luminosità si considera la 18.

Vennero quindi selezionate dai cataloghi NGC, IC, UGC, e PGC tutte le galassie la cui distanza permetteva ad una SN di tipo I di raggiungere un luminosità superiore a quella minima raggiunta dalla nostra strumentazione. Nei casi in cui la distanza non era conosciuta con precisione veniva ricavata in modo approssimato dalla velocità di recessione, usando un valore della costante di Hubble di 70 che attualmente sembrerebbe essere il più vicino alla realtà. Per il calcolo del modello della distanza e la velocità di recessione vedere l’articolo “Il modello della distanza” Oltre alla distanza vennero definiti altri criteri di selezione:

- diametro apparente, compreso tra 1e 10 primi d’arco(con qualche raro caso di 12’)

- magnitudine limite apparente della galassia inferiore alla 15

- declinazione da –20° a +90°

- modulo della distanza < 36 o velocità di recessione < 11000 km/sec o una distanza inferiore a 500 milioni di anni luce

- morfologia: prevalentemente sono state selezionate galassie a spirale e spirali barrate dove statisticamente è maggiore la frequenza di SN

STATISTICA DI FREQUENZA DI SN IN FUNZIONE DELLA MORFOLOGIA DELLA GALASSIA TRATTO DAL SITO DELL’ ISN (INTERNATIONAL SUPERNOVAE NETWORK)

Il catalogo risultante dalla questa selezione contiene 5756 galassie che riportate su un campo di sensore CCD di 17x17 primi corrispondeva a circa 3200 campi.

Riportiamo qui sotto una pagina estratta del nostro catalogo

A-R DEC NGC-IC UGC DIM MAGN TIPO Inc VR RIF SN

02 30.7	-02 57	0958		2.3 x 0.8	12.2 v	SB:(rs)bc	73	5502	*
02 30.8	+37 08	0949		3.6 x 2.3	12.4 b	SA(rs)b:?	61	399	*
02 31.2	+0925		2041	1.40	15.30	170Sa-b	4	11919
02 31.3	+3213	IC1815	2047	1.70	14.30	SB0	1
02 31.5	+0108		2051	1.60	14.40	S0	1	6339
02 31.8	+4055		2058	1.30	15.60	Sb/SBc	1			1996br
02 32.3	+2038		2064	2.30	15.00	165SBb/Sc	3	4033
02 32.3	+35 30	0959		2.4 x 1.4	12.4 v	Sdm:	60	389
02 32.3	+3716		2065	1.70	14.60		1	3683
02 32.5	+3725		2069	2.50	13.20	65SBc	3	3509		1961P
02 32.6	+1236	IC0238	2070	1.80	14.10	30S0	3	5772
02 32.9	+4212		2073	1.80	14.00	105S0?	53	4969
02 33.0	+0603		2075	1.40	15.00	S0-a	1
02 33.0	+1115		2076	1.20	16.00	25Sb-c	4	7616
02 33.0	-10 44	0977		1.7 x 1.4	12.7 v	R')SAB(r:)a	39	4322		1976J
02 33.2	+09 37	0975		1.2 x 0.8	13.1 v	SO/a	48	5873
02 33.3	+1013		2078	1.30	16.00		17
02 33.3	+2341		2079	1.80	14.80	157Sc/SBc	65	5422
02 33.4	+0012		2081	3.00	15.10	80Sc	3	2380
02 33.8	+3554		2094	2.30	13.80	SBc	1	4922
02 34.0	+20 59	0976		1.6 x 1.5	12.4 v	SA(rs)c:	34	4066
02 34.1	+32 58	0969		2.0 x 1.5	12,3 v	SO	23	4303	*	1997dp
02 34.2	+29 19	0972		3.4 x 1.6	11.4 v	Sab	64	1321	v
02 34.4	+32 59	0974		3.7 x 3.2	12,7 v	SAB(rs)b:	41	4301	*
02 34.4	-10 51	PGC 09800