Z AND
Inviato: 19 mar 2020, 1:48
Eccomi qui di nuovo con un altro oggetto interessante; restiamo sulle simbiotiche ed esaminiamo uno spettro di Z-And ottenuto con tre esposizioni da 960 secondi e spettroscopio Alpy 600.
Lo spettro non ha un rapporto S/N così favorevole poiché abbiamo dovuto limitare le esposizioni 2880 secondi, dato che l’oggetto era già vicino a tramontare dietro il Monte Baldo che preclude il nostro orizzonte Ovest sotto i 26°. Ciononostante ci sono diverse cose interessanti da notare, una volta che lo si comincia ad osservare con attenzione.
Non ho intenzione di fare lunghi preamboli su cos’è una simbiotica, ma giusto per inquadrare l’oggetto diciamo che si tratta di un sistema binario, dove una stella è una gigante evoluta mentre l’altra è un oggetto degenere; usualmente una nana bianca (White Dwarf = WD), anche se in qualche caso può esservi una stella a neutroni. L’interazione tra la gigante e la WD può avvenire tramite vento stellare (piuttosto vigoroso nelle stelle giganti di tipo spettrale avanzato) e/o tramite accrezione diretta, se la stella evoluta riempie il proprio lobo di Roche. Nelle simbiotiche classiche il materiale che cade sulla WD forma uno strato di materia non degenere che attiva il bruciamento nucleare fornendo una grande quantità di energia ionizzante. Questa radiazione interagisce con il gas che circonda la stella (formato dal vento stellare), ionizzandolo. La ricombinazione del gas produce le righe in emissione osservate nelle simbiotiche.
Variazioni dovute nell’afflusso di materiale, per esempio dovute al movimento orbitale della binaria (Un aumento di trasferimento di massa al periastro) possono causare outburst sulla WD che si espande in una shell raffreddandosi e diventando visibile nell’ottico. Alcune righe di emissione scompaiono, dato che la radiazione più dura proveniente dalla WD viene bloccata dalla shell.
Quindi, nello spettro di una simbiotica (non in outburst) dovremmo trovare, la gigante rossa nel visibile, assieme alle righe di emissione.
A prima vista nello spettro di Z AND, appaiono evidenti solo le righe di emissione.
Per vedere la componente fredda bisogna ri-scalare lo spettro in modo da sollevare il continuo. Ecco che allora appare la stella evoluta una M3, messa nel successivo grafico a confronto con Betelgeuse (M2).
Nel post precedente avevo parlato di SU LYN, una simbiotica di classe M5, che però esibisce delle righe in emissione così poco marcate che non possono essere viste in bassa risoluzione.
Questo è perché l’energia necessaria ad una simbiotica per esibire le sue spettacolari righe di emissione è dovuta all’energia sprigionata dal bruciamento del materiale che cade sulla nana bianca. Vi sono però simbiotiche come SU LYN, ma anche per esempio CH CYG che producono energia solo tramite l'accrezione. L'energia in gioco in quest'ultimo caso è una frazione minuscola rispetto a quella che possono produrre le reazioni nucleari. Ecco perchè questo tipo di simbiotiche di solito mostra righe in emissione deboli.
I frequenti outburst di Z And, assieme alla presenza delle righe del Fe VII dimostrano senz’ombra di dubbio che siamo invece di fronte ad una simbiotica classica.
Curva di luce B e V della simbiotica Z And dal marzo 2000 (AAVSO)
Vediamo cos’è successo nell’ultimo outburst fra febbraio ed aprile 2018. Non avendo nessuno spettro ripreso dal Monte Baldo in quel periodo ne mostro uno preso dal Database di ARAS di J. Guarro.
Il continuo della stella M è sovrastato dalle prominenti righe di emissione di Balmer ed Elio I. Le righe del Ferro a 5721 e a 6087 sono scomparse.
La spiegazione, come si diceva prima è che durante l’outburst, la shell di materiale di accrescimento che ricopre la WD è costretta a gonfiarsi e qundi si raffredda. L’emissione (che prima è per la gran parte negli X molli) passa nell’ottico. L'energia ionizzante diminuisce e non ci sono più fotoni abbastanza energetici per il Ferro VII. L'idrogeno nella nebulosa, allo stesso tempo riceve più radiazione (dall'inviluppo esteso della WD) e le righe di emissione dell'idrogeno e dell'Elio I aumentano facendo scomparire il continuo della stella fredda. Nello spettro di Guarro si vedono anche le emissioni delle righe proibite dell'Ossigeno [O III] Queste vengono prodotte nelle parti più esterne della nebulosa. Il fatto che anch'esse aumentino di intensità durante l'outburst significa che la parte esterna (e rarefatta) è molto più vasta di quella che di solito viene ionizzata.
Lo spettro non ha un rapporto S/N così favorevole poiché abbiamo dovuto limitare le esposizioni 2880 secondi, dato che l’oggetto era già vicino a tramontare dietro il Monte Baldo che preclude il nostro orizzonte Ovest sotto i 26°. Ciononostante ci sono diverse cose interessanti da notare, una volta che lo si comincia ad osservare con attenzione.
Non ho intenzione di fare lunghi preamboli su cos’è una simbiotica, ma giusto per inquadrare l’oggetto diciamo che si tratta di un sistema binario, dove una stella è una gigante evoluta mentre l’altra è un oggetto degenere; usualmente una nana bianca (White Dwarf = WD), anche se in qualche caso può esservi una stella a neutroni. L’interazione tra la gigante e la WD può avvenire tramite vento stellare (piuttosto vigoroso nelle stelle giganti di tipo spettrale avanzato) e/o tramite accrezione diretta, se la stella evoluta riempie il proprio lobo di Roche. Nelle simbiotiche classiche il materiale che cade sulla WD forma uno strato di materia non degenere che attiva il bruciamento nucleare fornendo una grande quantità di energia ionizzante. Questa radiazione interagisce con il gas che circonda la stella (formato dal vento stellare), ionizzandolo. La ricombinazione del gas produce le righe in emissione osservate nelle simbiotiche.
Variazioni dovute nell’afflusso di materiale, per esempio dovute al movimento orbitale della binaria (Un aumento di trasferimento di massa al periastro) possono causare outburst sulla WD che si espande in una shell raffreddandosi e diventando visibile nell’ottico. Alcune righe di emissione scompaiono, dato che la radiazione più dura proveniente dalla WD viene bloccata dalla shell.
Quindi, nello spettro di una simbiotica (non in outburst) dovremmo trovare, la gigante rossa nel visibile, assieme alle righe di emissione.
A prima vista nello spettro di Z AND, appaiono evidenti solo le righe di emissione.
Per vedere la componente fredda bisogna ri-scalare lo spettro in modo da sollevare il continuo. Ecco che allora appare la stella evoluta una M3, messa nel successivo grafico a confronto con Betelgeuse (M2).
Nel post precedente avevo parlato di SU LYN, una simbiotica di classe M5, che però esibisce delle righe in emissione così poco marcate che non possono essere viste in bassa risoluzione.
Questo è perché l’energia necessaria ad una simbiotica per esibire le sue spettacolari righe di emissione è dovuta all’energia sprigionata dal bruciamento del materiale che cade sulla nana bianca. Vi sono però simbiotiche come SU LYN, ma anche per esempio CH CYG che producono energia solo tramite l'accrezione. L'energia in gioco in quest'ultimo caso è una frazione minuscola rispetto a quella che possono produrre le reazioni nucleari. Ecco perchè questo tipo di simbiotiche di solito mostra righe in emissione deboli.
I frequenti outburst di Z And, assieme alla presenza delle righe del Fe VII dimostrano senz’ombra di dubbio che siamo invece di fronte ad una simbiotica classica.
Curva di luce B e V della simbiotica Z And dal marzo 2000 (AAVSO)
Vediamo cos’è successo nell’ultimo outburst fra febbraio ed aprile 2018. Non avendo nessuno spettro ripreso dal Monte Baldo in quel periodo ne mostro uno preso dal Database di ARAS di J. Guarro.
Il continuo della stella M è sovrastato dalle prominenti righe di emissione di Balmer ed Elio I. Le righe del Ferro a 5721 e a 6087 sono scomparse.
La spiegazione, come si diceva prima è che durante l’outburst, la shell di materiale di accrescimento che ricopre la WD è costretta a gonfiarsi e qundi si raffredda. L’emissione (che prima è per la gran parte negli X molli) passa nell’ottico. L'energia ionizzante diminuisce e non ci sono più fotoni abbastanza energetici per il Ferro VII. L'idrogeno nella nebulosa, allo stesso tempo riceve più radiazione (dall'inviluppo esteso della WD) e le righe di emissione dell'idrogeno e dell'Elio I aumentano facendo scomparire il continuo della stella fredda. Nello spettro di Guarro si vedono anche le emissioni delle righe proibite dell'Ossigeno [O III] Queste vengono prodotte nelle parti più esterne della nebulosa. Il fatto che anch'esse aumentino di intensità durante l'outburst significa che la parte esterna (e rarefatta) è molto più vasta di quella che di solito viene ionizzata.