ASASSN-15qd, una nova dietro le polveri...
da Paolo » 9 ott 2015, 12:06
E' stata scoperta solo qualche giorno fa dall'ormai mitico team ASASSN (All-Sky Automated Survey for Supernovae):
http://www.astronomerstelegram.org/?read=8126
Sebbene la sua bassa luminosita' (mag V 15.2) porti a pensare alla "solita" cataclismica in outburst (nova nana), la fotometria ha rivelato subito un dato molto importante: mag V ~ 15.2 e mag I ~ 10.6 indicano che la stella e' enormemente piu' luminosa nel rosso-infrarosso che nella banda V e in generale alle lunghezze d'onda piu' corte. Questa caratteristica ed il fatto che la stella appare sul piano della nostra galassia suggeriscono che la sua luce sia fortemente arrossata dalle polveri interstellari.
Considerando l'attenuazione dovuta alle polveri, e' stato ricavato un valore di luminosita' assoluta molto alto, tanto da rientrare nel range di valori che esibiscono tipicamente le novae classiche. Con la sola fotometria si e' potuto quindi gia' escludere l'appartenenza della stella alla categoria delle cataclismiche (CV) e ipotizzare una nova classica.
Questa classificazione e' stata confermata grazie ad osservazioni spettroscopiche del Fujii Kurosaki Observatory, Oakayama, Japan:
http://www.astronomerstelegram.org/?read=8127
La classificazione e' stata ulteriormente affinata al tipo Fe II per la presenza di righe dell'ossigeno e del carbonio nell'infrarosso:
http://www.astronomerstelegram.org/?read=8142
A mio avviso resta eccezionale il grado di arrossamento della luce proveniente da questa stella in outburst. Ipotizzando l'indice di colore senza effetto delle polveri B-V simile a V-I ed entrambi pari circa 0 (verosimile per una nova classica che si trova in questo stadio evolutivo), il parametro che identifica il grado di arrossamento dovuto alle poveri E(V-I) diventa pari a V-I, ovvero 15.2 - 10.6 = 4.6.
Tale valore e' enorme. Per apprezzarne gli effetti, calcoliamo di quante magnitudini la luce viene attenuata dalle polveri nella banda fotometrica V. La formula che considera l'estinzione (Stanek, 1996) e' la seguente:
A(V) = 2.5 * E(V-I)
che fornisce per il nostro caso il valore di ben 11.5 magnitudini.
Secondo le ipotesi fatte, se il progenitore della nova si fosse trovato sempre alla stessa distanza ma in punto dove l'effetto delle polveri e' trascurabile (ad esempio piu' lontano dal piano galattico), la nova sarebbe stata piu' brillante di 11.5 mag. Come dire che avremmo avuto un soggetto di mag V 3.7 anziche di 15.2!
La nova si trova dietro uno spesso strato di polveri interstellari, laddove solo le osservazioni nell'infrarosso riescono a penetrare. Non e' quindi un caso che il progenitore sia stato trovato solo nelle riprese in banda K (la stella catalogata con la denominazione UGPS J192150.15+150924.8, mag K = 17.1) e non negli archivi SDSS che arrivano fino a mag I ~ 21.3. Evidentemente il valore di magnitudine del progenitore in banda I era superiore.
http://www.astronomerstelegram.org/?read=8136
Sono riuscito ad osservare la nova ieri l'altro (7 ottobre 2015), subito dopo il crepuscolo, dopo una giornata di pioggia battente che ha lasciato un umidita' incredibile nell'aria (paraluce e fasce anticondensa al massimo). Nel corso della notte e' poi arrivata la nebbia...
Ho scelto di usare il reticolo da 1200 l/mm (R~6000) per provare a risolvere la riga di emissione h-alfa, molto intensa in questo tipo di eventi. La luminosita' della stella cresce spostandosi verso l'infrarosso per cui mi e' parso possibile tentare l'osservazione con una risoluzione spettrale maggiore. Con una luminosita' in banda V cosi' bassa, avrei altrimenti usato il reticolo da 150 l/mm con R~700 (e sarebbe stato comunque difficile ottenere un buon SNR).
Lo spettro mostra la riga dell'idrogeno molto allargata per la velocita' di espansione del guscio gassoso (effetto Doppler). L'ampiezza a meta' altezza del suo profilo, espressa in termini di velocita', vale circa 1450 Km/s. Si nota anche il profilo asimmetrico con il picco di maggiore intensita spostato verso il blu ad indicare il moto di avvicinamento della parte di guscio rivolta verso di noi. Il profilo della riga in funzione della velocita' Doppler (correzione eliocentrica applicata):
Questo e' il campo della vista fenditura per vedere la collocazione della nova rispetto alle stelle:
Altri spettri, oltre quello mostrato nell'Atel, si possono visionare sul forum ARAS o nella mailing list VS-net alert.
Paolo
http://www.astronomerstelegram.org/?read=8126
Sebbene la sua bassa luminosita' (mag V 15.2) porti a pensare alla "solita" cataclismica in outburst (nova nana), la fotometria ha rivelato subito un dato molto importante: mag V ~ 15.2 e mag I ~ 10.6 indicano che la stella e' enormemente piu' luminosa nel rosso-infrarosso che nella banda V e in generale alle lunghezze d'onda piu' corte. Questa caratteristica ed il fatto che la stella appare sul piano della nostra galassia suggeriscono che la sua luce sia fortemente arrossata dalle polveri interstellari.
Considerando l'attenuazione dovuta alle polveri, e' stato ricavato un valore di luminosita' assoluta molto alto, tanto da rientrare nel range di valori che esibiscono tipicamente le novae classiche. Con la sola fotometria si e' potuto quindi gia' escludere l'appartenenza della stella alla categoria delle cataclismiche (CV) e ipotizzare una nova classica.
Questa classificazione e' stata confermata grazie ad osservazioni spettroscopiche del Fujii Kurosaki Observatory, Oakayama, Japan:
http://www.astronomerstelegram.org/?read=8127
La classificazione e' stata ulteriormente affinata al tipo Fe II per la presenza di righe dell'ossigeno e del carbonio nell'infrarosso:
http://www.astronomerstelegram.org/?read=8142
A mio avviso resta eccezionale il grado di arrossamento della luce proveniente da questa stella in outburst. Ipotizzando l'indice di colore senza effetto delle polveri B-V simile a V-I ed entrambi pari circa 0 (verosimile per una nova classica che si trova in questo stadio evolutivo), il parametro che identifica il grado di arrossamento dovuto alle poveri E(V-I) diventa pari a V-I, ovvero 15.2 - 10.6 = 4.6.
Tale valore e' enorme. Per apprezzarne gli effetti, calcoliamo di quante magnitudini la luce viene attenuata dalle polveri nella banda fotometrica V. La formula che considera l'estinzione (Stanek, 1996) e' la seguente:
A(V) = 2.5 * E(V-I)
che fornisce per il nostro caso il valore di ben 11.5 magnitudini.
Secondo le ipotesi fatte, se il progenitore della nova si fosse trovato sempre alla stessa distanza ma in punto dove l'effetto delle polveri e' trascurabile (ad esempio piu' lontano dal piano galattico), la nova sarebbe stata piu' brillante di 11.5 mag. Come dire che avremmo avuto un soggetto di mag V 3.7 anziche di 15.2!
La nova si trova dietro uno spesso strato di polveri interstellari, laddove solo le osservazioni nell'infrarosso riescono a penetrare. Non e' quindi un caso che il progenitore sia stato trovato solo nelle riprese in banda K (la stella catalogata con la denominazione UGPS J192150.15+150924.8, mag K = 17.1) e non negli archivi SDSS che arrivano fino a mag I ~ 21.3. Evidentemente il valore di magnitudine del progenitore in banda I era superiore.
http://www.astronomerstelegram.org/?read=8136
Sono riuscito ad osservare la nova ieri l'altro (7 ottobre 2015), subito dopo il crepuscolo, dopo una giornata di pioggia battente che ha lasciato un umidita' incredibile nell'aria (paraluce e fasce anticondensa al massimo). Nel corso della notte e' poi arrivata la nebbia...
Ho scelto di usare il reticolo da 1200 l/mm (R~6000) per provare a risolvere la riga di emissione h-alfa, molto intensa in questo tipo di eventi. La luminosita' della stella cresce spostandosi verso l'infrarosso per cui mi e' parso possibile tentare l'osservazione con una risoluzione spettrale maggiore. Con una luminosita' in banda V cosi' bassa, avrei altrimenti usato il reticolo da 150 l/mm con R~700 (e sarebbe stato comunque difficile ottenere un buon SNR).
Lo spettro mostra la riga dell'idrogeno molto allargata per la velocita' di espansione del guscio gassoso (effetto Doppler). L'ampiezza a meta' altezza del suo profilo, espressa in termini di velocita', vale circa 1450 Km/s. Si nota anche il profilo asimmetrico con il picco di maggiore intensita spostato verso il blu ad indicare il moto di avvicinamento della parte di guscio rivolta verso di noi. Il profilo della riga in funzione della velocita' Doppler (correzione eliocentrica applicata):
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da umberto » 9 ott 2015, 18:51
Complimenti Paolo, anch'io ho tentato una ripresa a questa nova nella costellazione dell'Aquila, ma senza successo per colpa del meteo ed anche perchè mi sono dedicato prima una ripresa della nova sgr 2015 c.Comunque la mia strumentazione è a limite per queste magnitudini ed ho bisogno di molta integrazione, ma mi riprometto di tentare appena possibile. Umberto
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da Paolo » 12 ott 2015, 13:17
Bravissimo Umberto, con questa osservazione hai spostato in avanti i limiti della tua strumentazione! Anche se con l'infrarosso aiuta l'ottima Lodestar (la nova e' molto piu' luminosa in questa regione), resta pur sempre un soggetto debolissimo. Si nota molto bene la riga dell'ossigeno neutro O I sui 7773A, tipica delle novae al ferro.
Anche io ho tentato ieri notte una osservazione sui 850 nm. Devo ancora estrarre il profilo, se esce qualcosa oltre il rumore lo condivido sul forum.
Paolo
Anche io ho tentato ieri notte una osservazione sui 850 nm. Devo ancora estrarre il profilo, se esce qualcosa oltre il rumore lo condivido sul forum.
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da Paolo » 16 ott 2015, 15:51
Nuovo spettro (11 ottobre) R~3300 nella regione del vicino infrarosso:
La riga prominente, allargata e in emissione, e' dovuta all'ossigeno neutro O I 8446. Tale emissione si presenta spesso molto piu' forte di quanto ci si aspetterebbe dal solo processo di ricombinazione. Si e' infatti osservato che il meccanismo di emissione dominante e' l'eccitazione per fluorescenza dovuta alla riga Lyman beta (idrogeno) che si trova nell'ultravioletto.
Sulla destra della riga c'e' il tripletto del calcio Ca II 8498, 8542 e 8662. A sinistra un probabile blend di O I 8227, Mg II 8232 e Ca II 8251. Queste righe, anch'esse allargate per la velocita' di espansione dei gas, escono appena dal rumore.
Durante le osservazioni di questo spettro ho effettuato per la prima volta una sessione fotometrica, rilevando un valore di mag V 15.79 alle 20:40 TU del 11 ottobre (istante centrale). Preferisco aprire nella sezione di fotometria un topic dedicato dove magari discutere sulla correttezza del metodo ed anche per provare a dare un numero all'incertezza di questa misura.
In banda V il flusso luminoso e' esiguo ma i nostri spettri sono possibili grazie alla maggiore luminosita' nel rosso/IR. Su AAVSO leggo mag R ~13, mag I ~11.
Paolo
La riga prominente, allargata e in emissione, e' dovuta all'ossigeno neutro O I 8446. Tale emissione si presenta spesso molto piu' forte di quanto ci si aspetterebbe dal solo processo di ricombinazione. Si e' infatti osservato che il meccanismo di emissione dominante e' l'eccitazione per fluorescenza dovuta alla riga Lyman beta (idrogeno) che si trova nell'ultravioletto.
Sulla destra della riga c'e' il tripletto del calcio Ca II 8498, 8542 e 8662. A sinistra un probabile blend di O I 8227, Mg II 8232 e Ca II 8251. Queste righe, anch'esse allargate per la velocita' di espansione dei gas, escono appena dal rumore.
Durante le osservazioni di questo spettro ho effettuato per la prima volta una sessione fotometrica, rilevando un valore di mag V 15.79 alle 20:40 TU del 11 ottobre (istante centrale). Preferisco aprire nella sezione di fotometria un topic dedicato dove magari discutere sulla correttezza del metodo ed anche per provare a dare un numero all'incertezza di questa misura.
In banda V il flusso luminoso e' esiguo ma i nostri spettri sono possibili grazie alla maggiore luminosita' nel rosso/IR. Su AAVSO leggo mag R ~13, mag I ~11.
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da Paolo » 21 ott 2015, 17:49
Grazie Umberto, ho sempre apprezzato questo strumento per la sua estrema versatilita'. Usato pero' a bassa risoluzione (reticolo da 150 l/mm) e' inferiore al tuo (o al Lisa/Alpy 600) perche' sotto i 4200A circa perde il fuoco (ovvero la risoluzione spettrale) a meno di fare una messa a fuoco mirata sulla riga (in tal caso solo essa apparira' a fuoco).
Nuova osservazione del 17 ottobre abbassando leggermente la risoluzione (reticolo da 600 l/mm). Ancora la riga H-alfa, questa volta con il top vistosamente modificato rispetto alla precedente del 7 ottobre. Variazioni del genere sono legate alla struttura e alla trasparenza degli ejecta. Peccato la nova sia cosi' debole, sarebbe stato un interessante soggetto di studio.
Paolo
Nuova osservazione del 17 ottobre abbassando leggermente la risoluzione (reticolo da 600 l/mm). Ancora la riga H-alfa, questa volta con il top vistosamente modificato rispetto alla precedente del 7 ottobre. Variazioni del genere sono legate alla struttura e alla trasparenza degli ejecta. Peccato la nova sia cosi' debole, sarebbe stato un interessante soggetto di studio.
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