Be Star - BeSS database
Inviato: 21 set 2012, 11:43
L'acronimo BeSS sta per Be Star Spectra, ovvero spettri di speciali stelle attive denominate "Be". Vorrei affrontare l'argomento menzionando le forme di collaborazione "pro-am" (professional-amateur) che in questo settore sono particolarmente evolute. Tra le collaborazioni, ormai tutte in costante crescita, mi vengono in mente i piu' svariati campi di interesse come il monitoraggio delle superfici planetarie, le misure del flusso luminoso di stelle variabili, la scoperta di supernovae, le occultazioni e le misure di posizione dei corpi del sistema solare. Ma non e' tutto, ce ne sono tante altre, perfino la ricerca nel profondo cielo per mezzo delle cosiddette "Ultra-deep exposures" (non deve sembrare strano perche'l'astrofilo riesce talvolta ad andare piu' "profondo" delle varie survey professionali che hanno scandagliato l'intera volta celeste).
La "forza" delle osservazioni amatoriali, e' noto, deriva dalla capillare dislocazione dei siti osservativi e dalla capacita' virtualmente infinita (a livello globale) visto che non si hanno vincoli sui tempi e sui target come accade con gli osservatori professionali.
Per la mia piccolissima esperienza trovo che sia davvero straordinaria la collaborazione pro-am nel campo delle misure astrometriche dei corpi minori. Si viene letteralmente catapultati in un contesto professionale (IAU Minor Planet Center) dove le proprie osservazioni concorrono nella definizione delle orbite quanto quelle dei piu' importanti osservatori astronomici.
La spettroscopia e' un altro campo che non fa eccezione. Infatti, grazie alla notevole evoluzione degli strumenti amatoriali e delle tecniche, le attivita' pro-am si sono moltiplicate fino ad avere oggi una serie di campagne di ricerca che fanno sistematicamente uso di osservazioni amatoriali. Ad esempio vengono studiati soggetti che si trovano in un particolare momento come il periastro in un sistema binario (a livello spettrale avvengono grossi cambiamenti), stelle variabili in fase di outburst, novae e supernovae, ecc. Puo' sembrare strano ma sono gli stessi astronomi che, conoscendo i risultati ottenibili oggi con strumentazioni amatoriali, "chiamano" gli astrofili durante la pianificazione delle campagne osservative.
Il campo dove eccelle il contributo amatoriale e' probabilmente lo studio delle stelle di tipo "Be". Sono stelle molto particolari perche' mostrano, per un periodo limitato nel tempo e su scala assai variabile (a seconda dei casi), forti cambiamenti nello spettro dovuti alla formazione e all'evoluzione di un disco di gas e polveri sul piano equatoriale. La definizione classica e' quella di stelle appartenenti alla classe spettrale B (azzurre, molto calde), non supergiganti, il cui spettro mostra una o piu' righe dell'idrogeno in emissione (anziche' in assorbimento). La "e" dopo la classe spettrale sta appunto per "emission".
Queste stelle attive sono tuttora oggetto di studio in quanto l'origine del disco, la geometria e i meccanismi per cui si forma non sono ancora oggi completamente compresi. Per la formazione del disco si ipotizza il concorso di una veloce rotazione della stella (effetti di forza centrifuga) ma questa condizione da sola non e' sufficiente per avviare il processo di espulsione di materia. Si pensa ad una concomitanza di fattori tra cui il campo magnetico e le pulsazioni non radiali (alcune parti della superficie stellare si muovono verso l'interno, altre contemporaneamente verso l'esterno).
Achernar, alfa Eridani, e' la stella Be piu' luminosa dell'intera volta celeste (mag V 0.5). Notare l'elevato schiacciamento della stella per effetto della rapida rotazione (250-300 Km/s all'equatore). La rappresentazione artistica e' basata su osservazioni condotte con l'interferometro del Very Large Telescope.
Va detto anche che gli spettri sono a volte difficili da interpretare se si considera che molte caratteristiche "normali" sono mascherate dalle emissioni. Per questo motivo vengono svolti, quando possibile, studi approfonditi anche durante la fase di "quiescenza".
Al termine della fase attiva le righe di emissione scompaiono e lo spettro torna ad essere simile a quello di una normale stella di classe B (con righe di assorbimento). Al momento non e' noto come una stella di tipo B possa diventare Be e non sappiamo se tutte le stelle B sono state o diventeranno prima o poi di tipo Be.
Perche' gli astrofili possono dare un valido contributo? Prima di tutto perche', per nostra fortuna, le stelle Be sono luminose! Circa 175 stelle hanno magnitudine inferiore alla 6a, 300 inferiore alla 7a e 500 sotto mag 8. Siamo cioe' alla portata di uno spettroscopio ad alta risoluzione utilizzato su un telescopio di apertura media (20 cm). E' comunque utile lavorare con qualunque risoluzione. Uno spettro a bassa dispersione potra' servire per il controllo di eventuali outburst, stato che si rileva visionando le righe dell'idrogeno della serie di Balmer. Spettri a medio-alta risoluzione permettono invece di ottenere ulteriori informazioni tra cui lo stato fisico-chimico, l'orientamento (geometria) e le dinamiche del sistema.
Questo disegno illustra come varia il profilo della riga a seconda del punto di vista del sistema (Slettebak 1988):
Il profilo risultante e' la combinazione di assorbimenti ed emissioni, generato nelle Be secondo il principio schematizzato nella seguente figura (Kogure & Hirata, 1982):
Torniamo ora all'attivita' amatoriale e al favoloso sistema che astronomi ed astrofili, insieme, hanno creato per organizzare la raccolta dei dati osservativi.
Nel 2006 nasce, a cura del "LESIA laboratory of the Observatoire de Paris-Meudon", il database "Be Stars Spectra" (BeSS).
http://sf2a.cesr.fr/Proceedings/sf2a200 ... .0538N.pdf
E' un potente sistema informatico, su piattaforma web, che permette l'archiviazione e la gestione degli spettri mediante query. A monte e' stato necessario definire i requisiti qualitativi ed un formato standard basato sul Flexible Image Transport System (FITS). Nel caso degli spettri, il file con estensione fits (o fit) non contiene una immagine bidimensionale ma solo due serie di dati (lunghezza d'onda ed intensita'). In comune con gli altri tipi di fit files abbiamo invece l'header in formato ASCII contenente i metadati. Questi servono per il reperimento di informazioni importanti che riguardano l'osservazione (data e ora di ripresa, luogo, nome dell'osservatore, strumenti utilizzati, pre-trattamenti effettuati ecc.).
Allo start-up del database nessuno poteva immaginare che nel giro di qualche anno, ovvero gia' nel 2009, si sarebbe raggiunto quota 10000 spettri amatoriali! Questo grazie all'entusiasmo di decine di astrofili ed alla diffusione di validi strumenti come il Lhires III ed altri modelli autocostruiti. Una statistica mostra come abbiano operato strumenti di vario tipo, con aperture da 8 a 50 centimetri. Finora una ventina di pubblicazioni professionali hanno fatto uso di spettri amatoriali archiviati nel BeSS. Svariati spettri di stelle Be sono stati utilizzati anche come supporto a terra per la missione del satellite COROT nel settore della fisica delle stelle Be (http://arxiv.org/pdf/1101.0740.pdf).
Questo e' l'indirizzo per l'accesso al database:
http://basebe.obspm.fr/basebe/
Il sito ArasBeAM, basato sui dati archiviati nel database BeSS, e' stato invece sviluppato come interfaccia "amatoriale" e serve a coordinare le osservazioni. Ad esempio segnala quali sono gli oggetti che necessitano di spettri (perche' e' passato molto tempo dall'ultima osservazione oppure perche' sono in fase di outburst). In questo modo viene garantita una regolare copertura osservativa per tutti i target.
L'indirizzo per ArasBeAM:
http://arasbeam.free.fr/
Entrambi i siti sono di libero accesso. E' possibile sia visualizzare i profili, sia scaricare i files fits. Chi intende contribuire con i propri spettri deve sottoporre alcuni lavori all'attenzione degli amministratori per verificare se il livello qualitativo degli spettri soddisfa i requisiti stabiliti. In caso negativo i preposti al controllo sono comunque disponibili ad indirizzare l'osservatore verso i metodi corretti per ottenere un valido risultato. Nulla di particolarmente difficile, tuttavia e' richiesto un minimo di attenzione per far si' che i dati siano consistenti.
Uno dei requisiti fondamentali e' che le immagini bidimensionali usate per estrarre il profilo siano state trattate con dark/flat/offset ed i profili siano stati corretti per la risposta strumentale. Le operazioni di "rifinitura" dei profili sono opzionali. Ovvero la rimozione delle righe atmosferiche terrestri (righe telluriche) e la correzione per lo spostamento Doppler dovuto al movimento della terra (heliocentric speed). E' invece molto importante compilare i metadati nell'header del fit. Per questo ci vengono in aiuto diversi applicativi per l'elaborazione degli spettri.
Il pacchetto software Visual Spec di Valerie Desnoux ha un apposito tool che aiuta anche a verificare la bonta' dello spettro prima di inserirlo nel database BeSS. Se il range spettrale comprende delle righe telluriche, VSpec le usa per verificare la correttezza della calibrazione in lunghezza d'onda. Vengono inoltre caricati (se presenti) gli ultimi due spettri nel database e cio' consente, in assenza di grosse variazioni intrinseche, un controllo di coerenza del proprio spettro.
Come si vede, il sistema (database e tools connessi) e' robusto, segno che e' stato pianificato ad hoc grazie alla grande esperienza di un gruppo di astrofili e al contributo dei professionisti. Oggi si e' arrivati ad oltre 72000 spettri di stelle Be, con il 60% circa proveniente da osservatori professionali ed il 40% da amatori. Sono registrati 83 account (osservatori) di cu 34 astronomi e 50 astrofili. I siti osservativi sono, come e' prevedibile, "addensati" in Francia ma ce ne sono in tutto il mondo, compresa Australia e Stati Uniti. In Italia, ahime', siamo solo io e il nostro Marco Leonardi di Milano che mi ha preceduto di circa un anno ed ha fatto tutto da solo (bravo Marco, sei un vero pioniere!). Io ho invece avuto la fortuna di partecipare al workshop presso l'OHP dove ho avuto un eccellente supporto (anche di di chi ha progettato il database).
Alcuni dei nostri primi contributi nel BeSS. Gli spettri sono centrati sulla riga dell'idrogeno H-alfa, il piu' importante indicatore di attivita' della stella:
Speriamo di poter proseguire in questa affascinante ed appagante attivita'. Faccio notare che nel database sono presenti anche spettri ottenuti con il reticolo Star Analyser 100, uno strumento semplice ma efficace. Cio' deve rappresentare uno stimolo anche per coloro che si avvicinano alla spettroscopia e non dispongono di sofisticati strumenti. Io e Marco siamo a disposizione, nei limiti della nostra esperienza, per approfondire l'argomento e supportare chi volesse intraprendere questo tipo di osservazioni.
Ciao ciao
Paolo
La "forza" delle osservazioni amatoriali, e' noto, deriva dalla capillare dislocazione dei siti osservativi e dalla capacita' virtualmente infinita (a livello globale) visto che non si hanno vincoli sui tempi e sui target come accade con gli osservatori professionali.
Per la mia piccolissima esperienza trovo che sia davvero straordinaria la collaborazione pro-am nel campo delle misure astrometriche dei corpi minori. Si viene letteralmente catapultati in un contesto professionale (IAU Minor Planet Center) dove le proprie osservazioni concorrono nella definizione delle orbite quanto quelle dei piu' importanti osservatori astronomici.
La spettroscopia e' un altro campo che non fa eccezione. Infatti, grazie alla notevole evoluzione degli strumenti amatoriali e delle tecniche, le attivita' pro-am si sono moltiplicate fino ad avere oggi una serie di campagne di ricerca che fanno sistematicamente uso di osservazioni amatoriali. Ad esempio vengono studiati soggetti che si trovano in un particolare momento come il periastro in un sistema binario (a livello spettrale avvengono grossi cambiamenti), stelle variabili in fase di outburst, novae e supernovae, ecc. Puo' sembrare strano ma sono gli stessi astronomi che, conoscendo i risultati ottenibili oggi con strumentazioni amatoriali, "chiamano" gli astrofili durante la pianificazione delle campagne osservative.
Il campo dove eccelle il contributo amatoriale e' probabilmente lo studio delle stelle di tipo "Be". Sono stelle molto particolari perche' mostrano, per un periodo limitato nel tempo e su scala assai variabile (a seconda dei casi), forti cambiamenti nello spettro dovuti alla formazione e all'evoluzione di un disco di gas e polveri sul piano equatoriale. La definizione classica e' quella di stelle appartenenti alla classe spettrale B (azzurre, molto calde), non supergiganti, il cui spettro mostra una o piu' righe dell'idrogeno in emissione (anziche' in assorbimento). La "e" dopo la classe spettrale sta appunto per "emission".
Queste stelle attive sono tuttora oggetto di studio in quanto l'origine del disco, la geometria e i meccanismi per cui si forma non sono ancora oggi completamente compresi. Per la formazione del disco si ipotizza il concorso di una veloce rotazione della stella (effetti di forza centrifuga) ma questa condizione da sola non e' sufficiente per avviare il processo di espulsione di materia. Si pensa ad una concomitanza di fattori tra cui il campo magnetico e le pulsazioni non radiali (alcune parti della superficie stellare si muovono verso l'interno, altre contemporaneamente verso l'esterno).
Achernar, alfa Eridani, e' la stella Be piu' luminosa dell'intera volta celeste (mag V 0.5). Notare l'elevato schiacciamento della stella per effetto della rapida rotazione (250-300 Km/s all'equatore). La rappresentazione artistica e' basata su osservazioni condotte con l'interferometro del Very Large Telescope.
Va detto anche che gli spettri sono a volte difficili da interpretare se si considera che molte caratteristiche "normali" sono mascherate dalle emissioni. Per questo motivo vengono svolti, quando possibile, studi approfonditi anche durante la fase di "quiescenza".
Al termine della fase attiva le righe di emissione scompaiono e lo spettro torna ad essere simile a quello di una normale stella di classe B (con righe di assorbimento). Al momento non e' noto come una stella di tipo B possa diventare Be e non sappiamo se tutte le stelle B sono state o diventeranno prima o poi di tipo Be.
Perche' gli astrofili possono dare un valido contributo? Prima di tutto perche', per nostra fortuna, le stelle Be sono luminose! Circa 175 stelle hanno magnitudine inferiore alla 6a, 300 inferiore alla 7a e 500 sotto mag 8. Siamo cioe' alla portata di uno spettroscopio ad alta risoluzione utilizzato su un telescopio di apertura media (20 cm). E' comunque utile lavorare con qualunque risoluzione. Uno spettro a bassa dispersione potra' servire per il controllo di eventuali outburst, stato che si rileva visionando le righe dell'idrogeno della serie di Balmer. Spettri a medio-alta risoluzione permettono invece di ottenere ulteriori informazioni tra cui lo stato fisico-chimico, l'orientamento (geometria) e le dinamiche del sistema.
Questo disegno illustra come varia il profilo della riga a seconda del punto di vista del sistema (Slettebak 1988):
Il profilo risultante e' la combinazione di assorbimenti ed emissioni, generato nelle Be secondo il principio schematizzato nella seguente figura (Kogure & Hirata, 1982):
Torniamo ora all'attivita' amatoriale e al favoloso sistema che astronomi ed astrofili, insieme, hanno creato per organizzare la raccolta dei dati osservativi.
Nel 2006 nasce, a cura del "LESIA laboratory of the Observatoire de Paris-Meudon", il database "Be Stars Spectra" (BeSS).
http://sf2a.cesr.fr/Proceedings/sf2a200 ... .0538N.pdf
E' un potente sistema informatico, su piattaforma web, che permette l'archiviazione e la gestione degli spettri mediante query. A monte e' stato necessario definire i requisiti qualitativi ed un formato standard basato sul Flexible Image Transport System (FITS). Nel caso degli spettri, il file con estensione fits (o fit) non contiene una immagine bidimensionale ma solo due serie di dati (lunghezza d'onda ed intensita'). In comune con gli altri tipi di fit files abbiamo invece l'header in formato ASCII contenente i metadati. Questi servono per il reperimento di informazioni importanti che riguardano l'osservazione (data e ora di ripresa, luogo, nome dell'osservatore, strumenti utilizzati, pre-trattamenti effettuati ecc.).
Allo start-up del database nessuno poteva immaginare che nel giro di qualche anno, ovvero gia' nel 2009, si sarebbe raggiunto quota 10000 spettri amatoriali! Questo grazie all'entusiasmo di decine di astrofili ed alla diffusione di validi strumenti come il Lhires III ed altri modelli autocostruiti. Una statistica mostra come abbiano operato strumenti di vario tipo, con aperture da 8 a 50 centimetri. Finora una ventina di pubblicazioni professionali hanno fatto uso di spettri amatoriali archiviati nel BeSS. Svariati spettri di stelle Be sono stati utilizzati anche come supporto a terra per la missione del satellite COROT nel settore della fisica delle stelle Be (http://arxiv.org/pdf/1101.0740.pdf).
Questo e' l'indirizzo per l'accesso al database:
http://basebe.obspm.fr/basebe/
Il sito ArasBeAM, basato sui dati archiviati nel database BeSS, e' stato invece sviluppato come interfaccia "amatoriale" e serve a coordinare le osservazioni. Ad esempio segnala quali sono gli oggetti che necessitano di spettri (perche' e' passato molto tempo dall'ultima osservazione oppure perche' sono in fase di outburst). In questo modo viene garantita una regolare copertura osservativa per tutti i target.
L'indirizzo per ArasBeAM:
http://arasbeam.free.fr/
Entrambi i siti sono di libero accesso. E' possibile sia visualizzare i profili, sia scaricare i files fits. Chi intende contribuire con i propri spettri deve sottoporre alcuni lavori all'attenzione degli amministratori per verificare se il livello qualitativo degli spettri soddisfa i requisiti stabiliti. In caso negativo i preposti al controllo sono comunque disponibili ad indirizzare l'osservatore verso i metodi corretti per ottenere un valido risultato. Nulla di particolarmente difficile, tuttavia e' richiesto un minimo di attenzione per far si' che i dati siano consistenti.
Uno dei requisiti fondamentali e' che le immagini bidimensionali usate per estrarre il profilo siano state trattate con dark/flat/offset ed i profili siano stati corretti per la risposta strumentale. Le operazioni di "rifinitura" dei profili sono opzionali. Ovvero la rimozione delle righe atmosferiche terrestri (righe telluriche) e la correzione per lo spostamento Doppler dovuto al movimento della terra (heliocentric speed). E' invece molto importante compilare i metadati nell'header del fit. Per questo ci vengono in aiuto diversi applicativi per l'elaborazione degli spettri.
Il pacchetto software Visual Spec di Valerie Desnoux ha un apposito tool che aiuta anche a verificare la bonta' dello spettro prima di inserirlo nel database BeSS. Se il range spettrale comprende delle righe telluriche, VSpec le usa per verificare la correttezza della calibrazione in lunghezza d'onda. Vengono inoltre caricati (se presenti) gli ultimi due spettri nel database e cio' consente, in assenza di grosse variazioni intrinseche, un controllo di coerenza del proprio spettro.
Come si vede, il sistema (database e tools connessi) e' robusto, segno che e' stato pianificato ad hoc grazie alla grande esperienza di un gruppo di astrofili e al contributo dei professionisti. Oggi si e' arrivati ad oltre 72000 spettri di stelle Be, con il 60% circa proveniente da osservatori professionali ed il 40% da amatori. Sono registrati 83 account (osservatori) di cu 34 astronomi e 50 astrofili. I siti osservativi sono, come e' prevedibile, "addensati" in Francia ma ce ne sono in tutto il mondo, compresa Australia e Stati Uniti. In Italia, ahime', siamo solo io e il nostro Marco Leonardi di Milano che mi ha preceduto di circa un anno ed ha fatto tutto da solo (bravo Marco, sei un vero pioniere!). Io ho invece avuto la fortuna di partecipare al workshop presso l'OHP dove ho avuto un eccellente supporto (anche di di chi ha progettato il database).
Alcuni dei nostri primi contributi nel BeSS. Gli spettri sono centrati sulla riga dell'idrogeno H-alfa, il piu' importante indicatore di attivita' della stella:
Speriamo di poter proseguire in questa affascinante ed appagante attivita'. Faccio notare che nel database sono presenti anche spettri ottenuti con il reticolo Star Analyser 100, uno strumento semplice ma efficace. Cio' deve rappresentare uno stimolo anche per coloro che si avvicinano alla spettroscopia e non dispongono di sofisticati strumenti. Io e Marco siamo a disposizione, nei limiti della nostra esperienza, per approfondire l'argomento e supportare chi volesse intraprendere questo tipo di osservazioni.
Ciao ciao
Paolo