In
questa tesi è stata presentata una nuova determinazione della
distanza della galassia NGC 3109 ottenuta utilizzando le Cefeidi
classiche. La galassia è stata osservata nelle 6 notti dall'1 al 3
Marzo 1992 e dal 7 al 9 Marzo dello stesso anno nella banda B con il
CCD RCA #8 e il telescopio ESO/MPI di 2.2m a La Silla e nelle
ulteriori tre notti 17, 18 e 20 Febbraio 1993 sempre nella banda B nel
ramo blu di EMMI e con il CCD Thompson #15 al telescopio NTT di La
Silla. La galassia è stata osservata una volta anche nelle due bande
VR durante le serie di osservazioni al telescopio 2.2 e una volta
nella banda I nella serie di osservazioni all'NTT.
Le immagini in BVR delle prime sei notti e in BI nelle seconde tre
sono state ridotte con il package DAOPHOT in modo da ottenere una
fotometria strumentale più accurata possibile dei campi
affollati. La fotometria in B è stata calibrata sulla base della
fotometria CCD ottenuta precedentemente da Capaccioli et al. (1992,
da qui in avanti CPB).
Si sono così ricavate 9 stime della magnitudine B per 3466 stelle in
NGC 3109 e a queste 9 sono state aggiunte le 5 determinazioni di
CPB. In effetti, poi la fotometria relativa all'ultima notte è
stata esclusa dall'analisi dei dati in quanto l'alto valore del
seeing (1.6) ha compromesso l'accuratezza della fotometria.
La nostra fotometria CCD differiva da quella fotografica ricavata da
Sandage e Carlson (1988, da qui in avanti SC) di 0.29±0.14
mag. Aggiungendo queste differenze alla fotometria fotografica delle
Cefeidi di NGC 3109 si sono riportate le magnitudini B di SC alle
nostre e si sono costruite le curve di luce per 3 delle 6 cefeidi di
SC dopo aver determinato meglio i periodi tramite l'analisi di
Fourier dei dati a disposizione. Dai grafici delle curve di luce è
stata ricavata la magnitudine media di queste Cefeidi che è risultata
uguale a quella presentata da CPB. Per le altre 3 cefeidi vi sono
stati alcuni problemi in quanto gli errori fotometrici per queste
stelle erano troppo alti, probabilmente perché esse non erano ben
fittate dalla funzione di profilo stellare scelta per ridurre le
nostre immagini. Visualizzando le magnitudini in funzione del tempo
di un campione di stelle con magnitudine media B< 23.5 e colore
0<B-V<2, sono state scoperte 7 nuove candidate Cefeidi in NGC 3109 e
sono state verificate le 3 possibili Cefeidi segnalate da CPB. Di
queste stelle si è ricavato il periodo tramite l'analisi di Fourier
dei dati. Dai dati a nostra disposizione esse sembrano effettivamente
essere Cefeidi, anche se una maggiore certezza si potrà avere solo
con un numero maggiore di punti a disposizione. Queste probabili nuove
variabili, insieme con le sei scoperte da SC e insieme con quelle
ricavate da SC e da CPB negli altri campi della galassia, hanno
permesso di rappresentare la relazione Periodo-Luminosità di NGC 3109
e di confrontarla con quella della Grande Nube di Magellano (LMC). La
pendenza e la dispersione delle relazioni Periodo-Luminosità per le
due galassie sono molto simili, tenendo conto dell'effetto Malmquist
evidenziato da Sandage (1988) che tende ad appiattire la relazione
Periodo-Luminosità nel caso di campioni di variabili non completi
alle basse luminosità vicino alla magnitudine limite. Quindi
l'ipotesi fondamentale su cui si basa l'uso delle Cefeidi come
indicatori di distanza, cioè che le caratteristiche delle variabili
siano indipendenti dalla galassia ospite, risulta ancora una volta
confermata, come già trovato da altri autori per le Cefeidi della
LMC, M31, M33 e NGC 3109.
I nostri dati sembrano però mostrare che l'effetto Malmquist
condizioni i risultati di SC non solo per le Cefeidi con periodo
piccolo (e quindi a bassa luminosità), ma anche per le Cefeidi a
periodo maggiore (log P > 1). Inoltre da questo confronto risulta che
la galassia NGC 3109 è Δ(m-M)0=6.97 mag più distante della LMC,
avendo assunto un assorbimento galattico di E(B-V)=0.08 per la LMC e
E(B-V)=0.04 per NGC 3109. Posto (m-M)o(LMC)=18.5, si ricava un modulo
di distanza vero per la galassia NGC 3109 pari a (m-M)o=25.5±0.19 mag.
La nuova distanza è uguale a quella ricavata da CPB ed è di circa il 25% più piccola di quella
determinata da SC. Le galassia NGC 3109 sembra,
allora, porsi sul bordo del Gruppo Locale nonostante la sua alta
velocità peculiare.