QUASAR

Magnitudine 5.72 rilevato il 19/08/2013
Foto atik 314L Newton 150 f/5

Edo, grazie per la bella foto e la stima di luminosita'!

Carissimo Gianni ben risentito e complimenti per lo spettro! Come giustamente suggerito da Marco, bisogna necessariamente mettere in conto che la riga subisce un allargamento dovuto a problemi strumentali. Soprattutto in un sistema come il tuo che, posso intuire dalla risoluzione, ha una dispersione molto bassa.

Sarebbe semplicissimo calcolare la FWHM "netta", cioe' quella che devi usare per trovare la velocita' di espansione:

FWHM_corr = SQR(FWHM_oss^2 - FWHM_strum^2)

ma devi osservare una riga intrisecamente sottile. Senza fenditura e' un po' laborioso perche' in pratica devi osservare una stella artificiale illuminata da una sorgente di luce che presenta righe di emissione (come ho fatto per i test dell'articolo in Home "Star Analyser 100: quanto risolve?"). Questo, per restare in ambito sperimentale (che io consiglio sempre). Altrimenti puoi provare a misurare la FWHM in pixel di una immagine stellare (senza SA100) ottenuta con pari esposizione, maggiorarla di un 20% per le aberrazioni introdotte dal reticolo e trasformarla in Angstrom per mezzo della dispersione. Il valore trovato dovrebbe essere simile alla FWHM strumentale.

In generale il metodo piu' preciso per stimare la velocita' di espansione e' quello di misurare la posizione dell'assorbimento spostato verso il blu (profilo P-Cygni) se presente. Il 20 era gia' sparito per cui non avresti potuto utilizzare questa tecnica neanche con uno spettroscopio ad alta risoluzione. L'eccellente spettro SA100 di Umberto del 17 agosto (vedi alcuni post precedenti) mostra l'assorbimento in modo evidente. In questo caso e' molto piu' preciso calcolare l'espansione considerando il delta tra i 6563 (Ha a riposo) e il baricentro dell'assorbimento piuttosto che mediante l'allargamento della riga di emissione (il metodo di cui stiamo parlando).

Con che valore di dispersione stai lavorando? Massimizzando la distanza SA100-CCD (con l'ordine zero ancora nel frame) fino ad ottenere 5-10 A/pixel, il reticolo e' in grado di produrre spettri molto risoluti (di luce ne abbiamo tantissima per far fronte alla maggiore dispersione) ed il calcolo che intendi fare risulterebbe decisamente piu' preciso (FWHM_oss molto maggiore della FWHM_strum).

Ho notato che sul tuo spettro si vede molto bene una larga emissione subito a destra dell'H-beta che corrisponde ad un blend di alcune forti righe del Fe II non risolte.

A presto!
Paolo

Questa e' presa durante il crepuscolo (pochi minuti fa). H-alfa salita in modo impressionante (ma e' anche sceso il continuo).



Paolo

Ho terminato le riprese e l'elaborazione dello spettro di stasera. Le tre sezioni, rosso, verde e blu, unite in un unico profilo:



In grigio lo stesso profilo con "stretching" dei valori di intensita' (3x) per mostrare meglio le variazioni nei livelli piu' bassi.

L'emissione H-alfa e' parecchio evoluta (ho dovuto abbassare il tempo di esposizione altrimenti saturava). E' scomparso il profilo P-Cygni e sono cresciute moltissimo le righe del ferro ionizzato (Fe II). Appena riesco, aggiungo le etichette sulle righe spettrali per meglio comprendere di cosa si parla.

Ciao ciao
Paolo

Posto il profilo della nova del secolo dell'osservazione effettuata il giorno 21-08-013 e ripropongo il profilo precedente del giorno 16-08-013 sul quale abbiamo calcolato la velocita’ radiale misurando la posizione dell’assorbimento del profilo P-Cygni della riga H alfa.Un caro saluto a tutti gli amici del Forum -Umberto

21 agosto:


16 agosto:


16 agosto - dettaglio riga H-alfa

Ciao Paolo mi fa sempre piacere (oltre ad istruirmi...) leggere i tuoi interessantissimi articoli (ti seguo anche sui vari forum internazionali dove intervieni attivamente), complimenti ancora. Allora ho capito, dato che non vedo piu' l'effetto P-Cygni (a proposito in tal caso per ottenere la velocita' di espansione bastava detrarre la lunghezza d'onda della linea di emissione a quella attigua di assorbimento, ed il risultato moltiplicarlo per 300.000 e poi dividere per la frequenza di laboratorio nel caso Halfa per 6563, ho detto bene?), dicevo dal momento che l'effetto P-Cygni non e' piu' evidente provero' a misurare la FWHM di una stella in pixel, maggiorandola del 20% e poi trasformarla in A in funzione del mio valore di dispersione. A proposito di valore di dispersione, nell'immagine precedente era di 15.5 A/pixel, ieri ho incrementato il tiraggio con un raccordo e sono riuscito ad arrivare a 11.5 A/pixel il risultato e' senza dubbio migliore (vedi allegato), questa sera vedo se riesco ad allungare ulteriormente la distanza tra SA100 e piano CCD con un altro raccordo, anche se penso che avro' problemi di focheggiatura...comunque anche 11.5 A/mi sembrano, per intanto, un buon risultato. Penso che ti chiedero' altri consigli sul come ottenere una riflettanza corretta di asteroidi (purtroppo di mag. 14-16...).
Ciao grazie ancora a te e Marco, saluti a tutti gli amici di questo magnifico forum.
Gianni Casalnuovo

Ciao a tutti.
Finalmente anche da Firenze siamo riusciti ad ottenere i nostri primi spettri sulla Nova Del 2013.
Abbiamo ottenuto due parti dello spettro, una centrata grosso modo sulla riga H alfa, e l'altra dove si vede anche un po' del vicino infrarosso.
Gli spettri che vi mostriamo sono stati calibrati (anche se abbastanza velocemente) in lunghezza d'onda, ma non in intensità.
Per adesso non ci interessava tanto la calibrazione in intensità, quanto, piuttosto vedere quali righe riuscivamo a rilevare e confrontare i nostri risultati con quelli di utenti ben più esperti di noi.
Siamo riusciti ad individuare alcune righe (se sono realmente quelle) confrontando questi spettri con altri spettri di altre Novae trovati in rete,mentre ci sono molte altre righe in emissione ed assorbimento per le quali chiediamo anche un vostro aiuto per l'identificazione.
Abbiamo trovato interessate anche la parte del vicino IR dove sono presenti altre righe in emissione.
Non siamo riusciti a trovare in rete spettri che mostrassero bene anche queste zone intorno agli 8000 Angstrom per fare un confronto.
Secondo noi anche la zona del vicino IR infatti potrebbe essere interessante in questi casi.
Ogni vostro commento o critica è ben accetta... solo così possiamo capire dove e come migliorarci.

P.S.
Abbiamo anche tentato il calcolo della velocità dei gas seguendo le interessanti indicazioni di Paolo circa la FWHM corretta ecc...

Lavorando sulla riga H alfa il risultato che abbiamo ottenuto è il seguente:
Velocità = 1396 km/sec

Da quel che leggiamo negli ultimi ATEL i valori indicati dai professionisti relativi al giorno 20/08/2013 sono di 1950 km/sec per le linee di Balmer e di 1100 per il Fe II, perciò tenendo conto dei nostri naturali errori di misura direi che non dovrebbe essere un risultato proprio sballato del tutto.
Che ne dite?

A presto
Nico e Massimiliano

Ciao Gianni, scusate per il ritardo della risposta. Non riesco facilmente a trovare il tempo per scrivere (la sera sono alle prese con lo strumento che, per questo tipo di soggetto, chiede la presenza costante...).

per ottenere la velocita' di espansione bastava detrarre la lunghezza d'onda della linea di emissione a quella attigua di assorbimento, ed il risultato moltiplicarlo per 300.000 e poi dividere per la frequenza di laboratorio nel caso Halfa per 6563, ho detto bene?

Si, meglio ancora dovrebbe essere fare riferimento alla lunghezza d'onda dell'h-alfa a riposo (6563A) piuttosto che al baricentro dell'emissione (spesso coincide ma non sempre).

ieri ho incrementato il tiraggio con un raccordo e sono riuscito ad arrivare a 11.5 A/pixel

Senz'altro meglio il secondo spettro. Hai guadagnato risoluzione. Qui di luce ce n'e' tantissima, conviene tirare al massimo. Specie con grandi telescopi e focali non cortissime (come quelle di un piccolo APO). Tieni conto che Umberto lavora con una dispersione di 6.6 A/pixel ed ha un diametro stellare sul piano focale piccolissimo (per qualita' ottica e focale relativamente corta). Un 300 mm di apertura sente fra l'altro maggiormente la turbolenza, altro motivo che mina la risoluzione con spettroscopi senza fenditura.

Penso che ti chiedero' altri consigli sul come ottenere una riflettanza corretta di asteroidi (purtroppo di mag. 14-16...).

La magnitudine 14-16, specie dopo questa nova, mi spaventa un bel po'...

Nico e Massimiliano, complimenti per l'ottimo spettro! La fenditura fa sentire i suoi effetti benefici... La zona dell'IR e' interessantissima per le novae. Anche sugli altri spettri prodotti con lo SA100 si notano diverse emissioni dopo i 7600A. I problemi sono in genere due, l'interferenza con la parte blu del secondo ordine spettrale e la corretta messa a fuoco delle righe. Per evitare il primo si deve utilizzare un filtro rosso o arancio in modo da tagliare la zona blu a monte. Il secondo richiede di verificare che in tutta la zona IR di cui alla fine si produce il profilo spettrale le righe di una lampada campione siano correttamente a fuoco, pena una perdita di risoluzione "variabile". Se siete fortunati con le ottiche e' tutto a posto. Ma non sempre i gruppi sono corretti per un campo esteso (visibile + IR).

Molte delle righe che si vedono sono dovute al ferro ionizzato, all'idrogeno e al sodio ma quelle che si trovano tipicamente negli spettri di questo tipo possono essere tante e soprattutto cambiano nel tempo. L'appendice di questo documento e' un ottimo riferimento per gli elementi che producono le righe ed il relativo stato:

http://arxiv.org/pdf/1208.0380.pdf

Attenzione che non tutte sono osservabili in questa fase. Anche io vorrei fare una paziente ricerca e dare un "nome" alle tante caratteristiche che si vedono nei profili. Purtroppo ci vuole tempo...

Cambiando argomento... con un pizzico di orgoglio (di gruppo!) sono finito anche io in un bollettino ATEL grazie all'astronomo Steven Shore che ha fatto uso dei nostri spettri (ARAS) per indagare il comportamento della nova:

http://www.astronomerstelegram.org/?read=5312

Forse qualcuno iscritto alle altre liste la ha gia' vista, comunque posto anche qui una animazione che mostra in pochi secondi l'evoluzione spettrale dal 15 al 21 agosto. Tra una osservazione e l'altra i profili sono interpolati (funzione specifica di ISIS) ed e' interpolato anche il profilo del 20 agosto, sera in cui non ho potuto osservare causa maltempo.

http://quasar.teoth.it/html/spectra/novadel_15_21.gif

A presto,
Paolo