Stelle rosse e simbiotiche
Inviato: 14 mar 2020, 18:33
Nel mese di febbraio, all’Osservatorio del Monte Baldo, beneficiando delle molte serate serene, abbiamo ottenuto una gran quantità di spettri (solo coll’Alpy visto che l’Atik 460 è in riparazione dall’inizio di febbraio da quegli “speedy gonzales” della Atik ).
L’idea era quella di lavorare su stelle abbastanza brillanti di diverse classi spettrali da utilizzare poi come “allenamento” per un gruppetto di soci della nostra associazione che stanno imparando ad utilizzare Isis.
Elaborando gli spettri mi sono peraltro reso conto di quante cose interessanti si possono notare su oggetti che ingiustamente avevamo (e avevo) un po’ snobbato, per dedicarci a cose più “esotiche”.
Ho pensato che potrebbe essere un argomento di conversazione interessante, magari per approfondire la conoscenza delle varie classi spettrali, e dei meccanismi che portano alle peculiarità che si osservano, specie per chi (come me per esempio) non ha una formazione scolastica collegata a fisica, astronomia e chimica.
Ecco lo spettro in bassa risoluzione di Betelgeuse, classificata come M1-M2 Sono evidenti le bande di assorbimento di ossido di titanio che rendono difficile (a queste risoluzioni) vedere le altre righe di assorbimento (come ad esempio Hbeta, il tripletto del magnesio 5167-5184 o il doppietto del sodio a 5890-96.
Guardando lo spettro delle M si vede che il le bande di assorbimento hanno la “testa” verso il blu; ovvero l’assorbimento è maggiore sulla banda dalla parte blu e poi va diminuendo verso il rosso
Anticipo (ma ne riparlerò guardando le stelle al carbonio) che quelle hanno invece la “testa” nel rosso, come risulta evidente nello spettro qui sotto di Y CVN (e questo tipo di bande non sono dovute ad ossido di titanio ma a C2).
Qui sotto una serie di spettri di stelle fredde di classe M. Assieme a Betelgeuse che abbiamo già visto (profilo nero), abbiamo in azzurro CQ DRA di classe M3 e Delta Vir, (profilo viola) anch’essa di classe M3
Il profilo Ocra nocciola è invece della stella Su Lyn, che su Simbad è classificata M2, è in realtà molto più fredda, e lo si nota oltre i 6900 A dove l’emissione infrarossa si alza imponente. Un articolo Sul Monthly notices del 2016 (MNRAS 461, L1–L5 (2016)) la da di classe M5 8 III (Molto più credibile). Su Lyin ha un'altra caratteristica che in questo spettro non si può vedere.
E’ una simbiotica. Questo però lo si potrebbe notare solo nell’ultravioletto dove la SED (Spectral Energy Distribution o Distribuzione di energia spettrale) differisce da quella delle normali stelle M5-M6 (dato che ha un compagno caldo). Purtroppo l’efficienza del ALPY cala drasticamente sotto i 4000. Lo spettro di seguito mette a confronto la distribuzione di energia spettrale di SU Lyn a paragone di una normale M6.
Nell’Ultravioletto, dove la stella fredda sostanzialmente scompare, lo spettro della simbiotica si muove lineare. (Le misure dello Swift mostrano che la tendenza prosegue anche attorno ai 2000 A).
Ora, sappiamo che molte simbiotiche mostrano nello spettro righe di emissione, e non di rado oltre alle classiche righe dell’idrogeno della serie di Balmer Hα (6563 Ä), Hβ (4861 Ä), Hγ (4341 Ä)… troviamo righe a più alta ionizzazione, come il l’He II o addirittura [Fe VII] o [Ne VI] (La parentesi quadra indica che si tratta di righe proibite che possono apparire solo in condizioni di bassissima densità, quindi all’interno di nebulose, come ad esempio le planetarie). Nello spettro di Su Lyn a bassa risoluzione non appare però alcuna riga di emissione (In realtà, ad alta risoluzione, come si vede nell’immagine fatta con l’echelle di Asiago le emissioni ci sono, ma sono debolissime). Parlerò di questo, nel prossimo post, su Z AND.
L’idea era quella di lavorare su stelle abbastanza brillanti di diverse classi spettrali da utilizzare poi come “allenamento” per un gruppetto di soci della nostra associazione che stanno imparando ad utilizzare Isis.
Elaborando gli spettri mi sono peraltro reso conto di quante cose interessanti si possono notare su oggetti che ingiustamente avevamo (e avevo) un po’ snobbato, per dedicarci a cose più “esotiche”.
Ho pensato che potrebbe essere un argomento di conversazione interessante, magari per approfondire la conoscenza delle varie classi spettrali, e dei meccanismi che portano alle peculiarità che si osservano, specie per chi (come me per esempio) non ha una formazione scolastica collegata a fisica, astronomia e chimica.
Ecco lo spettro in bassa risoluzione di Betelgeuse, classificata come M1-M2 Sono evidenti le bande di assorbimento di ossido di titanio che rendono difficile (a queste risoluzioni) vedere le altre righe di assorbimento (come ad esempio Hbeta, il tripletto del magnesio 5167-5184 o il doppietto del sodio a 5890-96.
Guardando lo spettro delle M si vede che il le bande di assorbimento hanno la “testa” verso il blu; ovvero l’assorbimento è maggiore sulla banda dalla parte blu e poi va diminuendo verso il rosso
Anticipo (ma ne riparlerò guardando le stelle al carbonio) che quelle hanno invece la “testa” nel rosso, come risulta evidente nello spettro qui sotto di Y CVN (e questo tipo di bande non sono dovute ad ossido di titanio ma a C2).
Qui sotto una serie di spettri di stelle fredde di classe M. Assieme a Betelgeuse che abbiamo già visto (profilo nero), abbiamo in azzurro CQ DRA di classe M3 e Delta Vir, (profilo viola) anch’essa di classe M3
Il profilo Ocra nocciola è invece della stella Su Lyn, che su Simbad è classificata M2, è in realtà molto più fredda, e lo si nota oltre i 6900 A dove l’emissione infrarossa si alza imponente. Un articolo Sul Monthly notices del 2016 (MNRAS 461, L1–L5 (2016)) la da di classe M5 8 III (Molto più credibile). Su Lyin ha un'altra caratteristica che in questo spettro non si può vedere.
E’ una simbiotica. Questo però lo si potrebbe notare solo nell’ultravioletto dove la SED (Spectral Energy Distribution o Distribuzione di energia spettrale) differisce da quella delle normali stelle M5-M6 (dato che ha un compagno caldo). Purtroppo l’efficienza del ALPY cala drasticamente sotto i 4000. Lo spettro di seguito mette a confronto la distribuzione di energia spettrale di SU Lyn a paragone di una normale M6.
Nell’Ultravioletto, dove la stella fredda sostanzialmente scompare, lo spettro della simbiotica si muove lineare. (Le misure dello Swift mostrano che la tendenza prosegue anche attorno ai 2000 A).
Ora, sappiamo che molte simbiotiche mostrano nello spettro righe di emissione, e non di rado oltre alle classiche righe dell’idrogeno della serie di Balmer Hα (6563 Ä), Hβ (4861 Ä), Hγ (4341 Ä)… troviamo righe a più alta ionizzazione, come il l’He II o addirittura [Fe VII] o [Ne VI] (La parentesi quadra indica che si tratta di righe proibite che possono apparire solo in condizioni di bassissima densità, quindi all’interno di nebulose, come ad esempio le planetarie). Nello spettro di Su Lyn a bassa risoluzione non appare però alcuna riga di emissione (In realtà, ad alta risoluzione, come si vede nell’immagine fatta con l’echelle di Asiago le emissioni ci sono, ma sono debolissime). Parlerò di questo, nel prossimo post, su Z AND.