Questo articolo è stato inserito nella RACCOLTA dedicata agli studi più recenti sulle supernove Ia, che stanno facendo vacillare la certezza sulla loro luminosità standard, sulla quale poggiano le misurazioni circa l'espansione dell'Universo.

 

Cari amici, non sappiamo ancora che tipo di conseguenze si potranno avere a seguito del famoso articolo che sembrerebbe dimostrare la presenza di due tipi di Supernove di tipo Ia, comportanti revisioni severe alle ipotesi sull'accelerazione dell'universo. Il nostro caro "alieno" Alvy si è dedicato con grande attenzione alla traduzione dell'articolo integrale e ne ha fatto un "sunto" che ritengo ben eseguito, con le giuste caratteristiche di chiarezza e semplicità. Ho deciso di proporvelo come scritto da lui, senza alcun intervento. Un'occasione ulteriore per rendere questo "circolo" un vero gruppo attivo e non solo passivo. Lo ritengo un caso "eccezionale", come l'articolo originale, e non una strategia normale (si rischierebbe di fare confusione). Ben diversa è la situazione relativa alle magie di Giorgia e alla biologia di Peppe che allargano il campo di interessedel "circolo". Tuttavia, grazie ad Alvy e complimenti sinceri.

 

Sottoclassi di supernovae dipendenti dal redshift

di Peter A. Milne1, Ryan J. Foley, Peter J. Brown, Gautham Narayan

Le SNIa (un particolare tipo di supernovae) sono molto luminose con una ben compresa dipendenza della luminosità intrinseca al picco ottico (massimo di luce) dalla forma della curva di luce, sulla base di una relazione empirica che correla la larghezza del picco alla luminosità. In questo modo si è ritenuto di poter determinare la magnitudine assoluta (misura della luminosità intrinseca) di queste stelle.

L’utilizzo sistematico della relazione empirica e la conseguente determinazione della magnitudine assoluta ha permesso di utilizzare le SNIa per studiare l’espansione dell’Universo, rivelando che l’Universo sta(rebbe) sperimentando attualmente un periodo di accelerazione dell’espansione stessa; come sappiamo questo fatto ha aperto la strada all’idea dell’energia oscura. A causa di indagini condotte analizzando SNIa poste a distanze non molto diverse da noi, il cospicuo campione di SNIa osservate ha condotto a considerarle tutte appartenenti ad uno stesso  gruppo, denominato “normale”; gruppo le cui componenti seguono una normale variazione delle loro proprietà con la larghezza del picco delle curve ottiche; si tratta delle stelle che seguono la relazione empirica sopra richiamata. Il campione in questione esclude però  le SNIa con picchi di luce stretti. Queste ultime, comprendenti la metà delle SNIa scoperte, rappresenta il focus di questo articolo.

Elemento chiave dell’utilizzo a fini cosmologici delle SNIa è l’assunzione che i fenomeni associati agli eventi di supernova non varino con l’età dell’Universo o che i cambiamenti seguano la legge empirica larghezza-luminosotà delle SNIa “normali”.

Il metodo può funzionare se, ai più alti valori del redshift, le SNIa tendono ad avere ampiezza della curva ottica ancora correlata, per il tramite della legge empirica di cui sopra, alla luminosità.

Si avrebbe invece un problema se, ai più alti valori del redshift, le SNIa avessero maggiore o minore luminosità per quella data curva di luce. L’esempio di un tale problema fu riportato da Sullivan nel 2010, in cui la luminosità delle SNIa appariva dipendere dalla massa della galassia ospite e dal suo tasso di nascite stellari. Siccome queste caratteristiche variano con il redshift, una tale dipendenza introdurrebbe un errore sistematico nelle analisi cosmologiche dell’ordine di 0,08 magnitudini.

Il modello spettrale rende chiaro che il picco degli elementi ferrosi (elementi chimici pesanti) influisce sulla distribuzione spettrale dell’energia nel campo UV. Modelli teorici delle esplosioni termonucleari nelle SNIa hanno permesso di studiare la produzione e la distribuzione del 56Ni (Nichel 56) nonché la velocità d’espansione delle stelle. Tutte le simulazioni suggeriscono che l’emissione UV dipende fortemente dalle variazioni di metallicità più di quanto lo sia l’emissione ottica e questo dovrebbe condurre a variazioni del colore UV-ottico delle SNIa con differenti contenuti di metalli. Dovendosi attendere che l’esplosione di un SNIa cambi con la metallicità del progenitore (cioè della nube progenitrice NdL), ovvero con il redshift, è vitale stabilire la correlazione tra la metallicità del progenitore e l’emissione UV. Non c’è comunque accordo sulla grandezza di tale correlazione anche considerando la difficoltà di creare modelli che rendano l’intera evoluzione temporale dello spettro della SNIa. Ancora, essendoci molte classi di progenitori, così come molti scenari di possibili esplosioni (esplosioni ritardate, deflagrazioni, esplosioni doppie ecc.) non è chiaro se la metallicità del progenitore sia la causa determinante delle variazioni UV-ottiche. Sarebbe bene corroborare le investigazioni teoriche, mirate a caratterizzare le evoluzioni delle emissioni nel campo UV-ottico, con pratiche osservative.

L’importanza dell’emissione UV è una prova del fatto che pur avendo osservato per decenni gli eventi SNIa, è stato difficile eseguire osservazioni in UV anche instrutture a riposo (cioè non esplosive NdL). Gli sforzi per osservare le SNIa ai più alti redshiftsono recentemente cresciuti grazie all’impiego di molti telescopi molto potenti.

Ellis ed altri sono inoltre riusciti, nel 2008, ad eliminare la luce delle galassie ospiti dallo spettro delle SNIa osservate. E’ stato trovato che la dispersione spettrale in UV, che dà origine ai due gruppi di SNIa di cui si parla nel seguito, è già presente ai valori medi di redshift. L’evoluzione spettrale ai medi valori del redshift è apparsa diversa da quella ai bassi valori. In generale detta dispersione aumenta all’aumentare del redshift. C’è da dire che le contaminazioni galattiche impediscono un efficace confronto degli spettri continui delle SNIa.

Verifiche condotte attraverso vari confronti hanno portato a concludere che la componente UV di spettri SNIa a medio redshift presenta un eccesso di flusso rispetto a quella di spettri a basso redshift, mentre la parte ottica rimane pressoché immutata.

Nel complesso è stata confermata la piccola evoluzione dell’emissione ottica con il redshift, a differenza della maggiore evoluzione in UV: le SNIa appaiono più brillanti in UV all’aumentare del redshift. Ad un dato valore del redshift l’emissione UV presenta inoltre una maggiore dispersione (di frequenza della radiazione emessa) di quella ottica.

Proprio a causa di ciò è sempre stata accordata maggiore fiducia all’emissione ottica delle SNIa, più stabile di quella UV, e quindi considerata più affidabile nelle considerazioni cosmologiche; insieme al generale scetticismo di derivare da emissioni UV informazioni di natura cosmologica.

I due gruppi di SNIa

Le analisi fotometriche degli spettri delle SNIa con bassi valori del redshift, nel campo ultravioletto ed ottico, hanno rivelato l’esistenza di due distinti gruppi di colore, battezzati, rispettivamente, eventi NUV-blue ed eventi NUV-red.

Le SNIa dei due gruppi differiscono principalmente a causa di una “devianza” riscontrata nelle emissioni nell’ultravioletto vicino (NUV). Le NUV-blue appaiono più blu delle NUV-red, da cui il nome.

Attenzione, perché la differenza di “colore” ricade nella parte UV dello spettro: sarebbe più corretto parlare di NUV-blue con emissioni più energetiche delle NUV-red, sempre restando all’interno della parte UV dello spettro.

Tale differenza, se valutata considerando l’indice di colore (u-v), è nell’ordine di 0,4 magnitudini.

La figura 1 mostra l’andamento dell’indice di colore (u-v) rispetto al tempo misurato dal picco di emissione. L’indice di colore (u-v) è la differenza tra le magnitudini apparenti di una stella in due bande di riferimento: nel caso specifico la banda u è centrata sulla radiazione UV a bassa energia (UV vicino), mentre la banda v è centrata sulla radiazione verde dello spettro ottico.

Come si vede dalla figura, che riporta campioni a basso e medio redshift,  la differenza  di (u-v) per un tempo dato a partire dal picco (ascisse positive), è pressoché costante e dell’ordine di 0,4 magnitudini:

(u-v)NUV-red ≈ (u-v)NUV-blue + 0,4

Analogamente avviene nel riscontro dell’indice di colore (b-v) non riportato in figura: la banda b è centrata sulla radiazione blue dello spettro ottico. In questo caso però la separazione tra i due gruppi è decisamente minore che nel caso (u-v) riportato in figura.

Maggiore è la differenza (b-v) e maggiore è la magnitudine nel blu rispetto a quella nel verde:  maggiore sarà quindi la luminosità del campione nella banda v dello spettro rispetto alla banda b; è ciò che accade alle NUV-red rispetto alle NUV-blue.

A causa delle differenze b-v di colore esistenti in questi due gruppi, gli eventi NUV-red presentano una sottostima dell'estinzione se si utilizzano le comuni tecniche d’indagine. L’estinzione è riferita alla materia che compone e circonda la SN, producendo arrossamento ed assorbimento della radiazione emessa.

In un campione di 23 SNIa a basso redshiftosservate tramite il satellite Swift, Le NUV-red paiono predominare numericamente sulle NUV-blue, nel rapporto di 2 a 1.

Mediante analisi spettrali e confronti di vario genere, si è trovato che gli stessi due gruppi esistono anche ai valori di redshift più alti, ma con i NUV-blue come gruppo numericamente predominante.

All’interno di ciascun gruppo non si rileva alcuna devianza di colore al variare del redshift.

Attraverso l’analisi spettrale di SN con analoga larghezza del picco di emissione e della fase (tempo trascorso dal momento in cui si è verificato il picco di emissione), si può esplorare il range di lunghezza d’onda che produce la differenza di colore UV/OT.

Si è notato che la velocità di espulsione di gas da parte di NUV-red eventsè superiore mediamente del 12% rispetto alla velocità di espulsione di NUV-blue events.

Queste differenze di velocità possono spiegare una parte delle differenze di colore UV/OT, ma le differenze di energia osservate mediamente negli spettri richiedono altre spiegazioni.

Di converso alla sottostima dell’estinzione per le NUV-red, si rischia, per analoghi motivi, di sottostimare la luminosità ottica degli eventi NUV-blue delle SNIa, in particolare nei casi di campioni ad alto redshiftcosmologico.Non considerare questi effetti conduce ad un pregiudizio sulla distanza che peggiora con l’aumentare del redshift e può compromettere seriamente la stima dei parametri cosmologici.

Implicazioni cosmologiche delle differenze di colore di NUV-red e NUV-blue nella banda b-v.

Le differenze di colore tra i colori b-v dei gruppi NUV-red e NUV-blue ad entrambi i redshift sono potenzialmente problematiche per un utilizzo cosmologico delle SNeIa come indicatori di distanza.

Gli attuali metodi d’indagine (le valutazioni degli indici b-v), non separano i NUV-red events dai NUV-blue events. Siccome questi metodi sono utilizzati interamente o primariamente sulle vicine SNe a basso redshift, sono probabilmente suscettibili di essere dominati dalle SNeIa NUV-red, decisamente più numerose ai bassi redshift.

In conclusione, un cambiamento del rapporto NUV-red/blue in favore degli eventi NUV-blue, porterebbe a considerare le SNIa ad alto redshift più luminose di quanto oggi si ritenga.

Se le SNIa lontane, cioè ad alto redshift, risultassero davvero intrinsecamente più luminose di quanto oggi ritenuto, se ne dovrebbe concludere che sono più distanti di quanto supposto. Ne deriverebbe che le dimensioni del cosmo nelle fasi iniziali della sua storia sarebbero più grandi e questo renderebbe l’espansione più lenta: in pratica aumenterebbe il rapporto tra le dimensioni del cosmo in giovane età e quella attuale.

Con il riconoscimento dell’esistenza dei due gruppi, diviene cruciale fissare un campione di SNeIa NUV-blue e NUV-red vicine per le quali possa essere determinata la magnitudine assoluta.

Traduzione e sintesi di Alvermag