Forme differenti di H alpha

[marcoleo]

Buona domenica pomeriggio,

mi ha sempre affascinato ed incuriosito molto la forma del picco di H alpha delle Be Star. Qui sotto una serie di spettri presi in questa prima metà del mese di Marzo:

omi Cas (binaria)

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bet CMi

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ome Ori

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psi Per

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28 Tau (binaria)

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nu Gem (binaria)

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zet Tau (binaria)

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questa citazione bibliografica:

sembra spiegare come le diverse forme del picco di H alpha debbano essere correlate al punto di osservazione dal quale si osserva la stella. Quindi omi Cas ci mostra il polo, mentre bet CMI, ome Ori e psi Per ci mostrano l'area dei tropici ed, infine, 28 Tau, nu Gem e zet Tau cimostrano l'equatore, e per questa ragione queste ultime a vista equatoriale sono anche chiamate Be Shell star:

Be Shell.jpg (8.32 KiB) Osservato 1750 volte

in questo caso se il disco è spesso si osserva anche un picco di assorbimento che è dovuto alla parte di disco in vista frontale.
Recentemente abbiamo osservato tutti il periastro del sistema binario 28 Tau. In questa animazione che ho realizzato con ISIS vediamo come la "pertubazione" della stella compagna si fa sentire in modo piuttosto brusco. Vedendo il risultato a me viene in mente un vento quasi improvviso che agita la chioma di un albero un pò a destra , un pò a sinistra. Una lettura molto poetica ! Difatto man mano che la compagna si avvicina la pertubazione si intensifica sempre di più perturbando i due picchi di emissione verso il blue ed il rosso, quasi a "ping pong" fino a poi annullarsi. Dovete cliccare sull'immagine per vederla animata:

animazioni simili si possono ottenere anche per altri oggetti Be, si tratta solo di armarsi di molta pazienza e riprendere più spettri possibili nel corso di settimane, mesi.

Ciao,
Marco

[nico]

Ciao Marco e complimenti per questo ottimo post.
Davvero un ottimo lavoro l'animazione di 28 Tau.

Avrei un chiarimento da chiedere.
Tu dici che se il disco è spesso, nel caso di visione equatoriale si vede anche la riga in assorbimento.
Forse ricordo male io oppure ho capito male la questione, ma mi sembrava che la riga in assorbimento fosse dovuta alla superficie della stella e non alle polveri del disco che invece emettono. In pratica, da quel che mi sembrava di aver capito, nel caso di osservazione polare, il disco si assottiglia, ma emette senza redshift oppure blueshift andando a "coprire" l'assorbimento stellare trovandosi in questo caso tutto alla stessa lunghezza d'onda.
Mentre nel caso di vista equatoriale, il disco emette due picchi ben distinti (tanto più lontani fra di loro quanto più alta è la velocità di rotazione del disco) a sinistra ed a destra della riga di assorbimento che in questo caso invece resta visibile nella sua posizione originale (o quasi) anche attraverso lo spessore del disco stesso.

Forse però mi sbaglio perciò gradirei una vostra opinione in merito.

Grazie per la pazienza.
Nico

[marcoleo]

Ciao Nico,
sono contento che questo post ti piaccia ! Guarda che hai capito perfettamente, è la mia descrizione troppo sintetica e confusa. Sappiamo quindi che il picco di assorbimento si vede particolarmente bene nella visione equatoriale. Di fatto il disco di materiale che circonda la stella cambia periodicamente per vari fattori (velocità di rotazione, presenza di una compagna, etc.). Le stelle che ruotano rapidamente come 28 Tau perdono massa soprattutto nella zona equatoriale e intervallano periodi in cui c'è la formazione di un nuovo shell con periodi in cui lo shell è spesso. Se il disco è spesso si vedrà un debole piccolo di assorbimento se invece è debole si vedrà un bel picco di assorbimento. Questo fenomeno influenza il picco di assorbimento ma anche i picchi di emissione che variano in modo altrettanto evidente, addirittura i picchi di emissione all'inizio quando sono larghi possono dividersi talvolta anche in 4 picchi poi la forza di emissione diventa così forte che si fondono assieme e si vedono i tipici due picchi forti di emissione, quello è il momento in cui il picco di assorbimento è più debole, quindi il ciclo ricomincia.
Ciao,
Marco

[nico]

Grazie mille per la spiegaxione Marco e complimenti ancora.

[Paolo]

Ciao Marco e Nico!
Marco, grazie per il topic e complimenti per la bellissima serie di spettri.

Il modello che spesso viene divulgato e che anche noi presentiamo a volte per spiegare qualche profilo osservato, e' enormemente semplificato. Va bene per far capire che una Be osservata dal polo presenta una riga non soggetta a grandi velocita' radiali (quindi piu' stretta e non sdoppiata) ma quando l'inclinazione aumenta entrano in gioco tanti di quei fattori che il profilo potrebbe avere una miriade di forme differenti.

Per quanto possa sembrare strano, il disco di gas e polveri opera sia emissioni che assorbimenti. Se ricordate il profilo P-cygni, la parte piu' esterna di uno shell (in quel caso in espansione) non e' trasparente alla lunghezza d'onda dell'idrogeno alfa e opera un assorbimento (spostato verso il blu per la Vr) contestuale all'emissione operata da altre parti del disco.

La parte del disco che si trova davanti ad una "Be shell" lungo la linea di vista (viene chiamata dagli astronomi "shell volume") causa diversi assorbimenti che hanno la particolarita' di essere molto stretti. Questi non riguardano solo la serie di Balmer ma anche diverse righe dei metalli (Sc II, Ti II, Mn II, Fe II, Cr II) che si presentano con una emissione larga e un assorbimento centrale stretto e profondo. Tutto avviene nello shell, non nella fotosfera/cromosfera della stella. Cioe' il profilo puo' presentare un profondo avvallamento tra i picchi (che raggiunge e supera il continuo) a prescindere dall'assorbimento della fotosfera stellare (nei modelli viene infatti sottratto).

Ho trovato un grafico che forse rende l'idea di quanto e' complicata la questione. Dei tanti parametri che entrano in gioco nella formazione del profilo di una riga, in questa simulazione (H alfa) si varia solo il tipo di legge che regola la velocita' di rotazione del disco (kepleriana o altro):

(fonte: W. Hummel & M. Vrancken: Line formation in Be star circumstellar disks, http://adsabs.harvard.edu/abs/2000A%26A...359.1075H)

E' assai probabile che i dischi si muovano con moto kepleriano attorno alla stella ma e' pur sempre una ipotesi e comunque volevo mostrare che grande impatto puo' avere la variazione di un solo parametro sul profilo osservato.

Anche la diversa densita' del disco puo' stravolgere il profilo. Nel documento trovate molti altri esempi interessanti che riguardano le Be shell. Sono cose che non possono essere sintetizzate in un "modellino grafico" come quello della Be osservata da tre direzioni, polare equatoriale e intermedia.

Avrei voluto dare una risposta piu' semplice al problema che avete sollevato ma purtroppo non e' nelle mie possibilita'...

Ciao ciao
Paolo

[marcoleo]

Avrei voluto dare una risposta piu' semplice al problema che avete sollevato ma purtroppo non e' nelle mie possibilita'...

Paolo, sei stato chiarissimo. A supporto della complessità di questi fenomeni, aggiungo che per Pleione esiste anche una teoria (2007) che si sia formato un secondo disco (http://pasj.asj.or.jp/v59/n4/590404/590404.pdf):

second disk 28tau.jpg (8.19 KiB) Osservato 1683 volte

questo a causa delle forze tidali della secondaria. A quanto pare il secondo disco potrebbe collidire con il primo disco. A questo punto il modello "del punto di vista della stella" salta quasi completamente perchè il secondo disco sarebbe ortogonale al primo disco che a sua volta sta decadendo e quindi emette meno fortemente...considerando che Pleione è in rapida rotazione, come si diceva tempo fa, ruota su se stessa in meno di 12 ore nonostante abbia un diametro di oltre 3 volte quello del Sole e che suoi strati superficiali ruotano quindi alla pazzesca velocità di 330 km/s per cui Pleione è poco al di sotto del suo "punto di rottura", ossia la velocità di rotazione in cui sarebbe costretta a spezzarsi almeno in due parti (citazione:vedi post dedicato), in più se consideriamo che è una binaria e che risente dell'effetto tidale della secondaria, e che a quanto pare ha due dischi...qui mi fermo anche io e alzo le mani !
Ciao,
Marco

[nico]

Grazie mille Marco e Paolo, ciò che state raccontando è veramente affascinante, anche se non capisco bene come possa resistere in uno stato di quasi stabilità una configurazione con ben due dischi fra loro ortogonali....