Stelle Mira
Inviato: 4 apr 2021, 23:56
Condivido l'ultimo lavoro che ho fatto sulle MIRA. Spero andando avanti di ampliarlo con ulteriori spettri di questi "Mirabili" oggetti.
Le stelle Mira sono variabili semiregolari, che si situano nel ramo asintotico delle giganti del diagramma HR. La durata della pulsazione è tra 100 e oltre 700 giorni (762 giorni per la mira all’interno del sistema di V407 CYG). Appartengono allo stesso gruppo delle SRa (Semiregolari di tipo a) dalle quali differiscono in pratica, solo per la durata dei periodi.
La posizione delle Mira all’interno del diagramma HR, le pone sul fianco destro della striscia di instabilità (dominio dei pulsatori regolari come le Cefeidi).
Un’altra importante differenza è la “brevità” della transizione nella fase di Mira. Queste stelle hanno massa poco superiore al sole (1,5-2 Mʘ) ed una perdita di massa, a causa di vigorosi venti stellari, che può arrivare vicina a 10^(-6) ʘ/Yr. E’ ovvio che questo fa sì che al più in qualche milione di anni la perdita di massa le porti al di fuori dell'AGB.
L’ampiezza delle pulsazioni è impressionante; 8 magnitudini per Mira Ceti, ma alcune Mira possono superare le 10 magnitudini di ampiezza.
Come per le cefeidi, la pulsazione è sia nella temperatura che radiale, ma a differenza delle prime le velocità radiali delle Mira sono molto basse; tipicamente nell’ordine di una decina di km/s.
Una grande differenza rispetto alle cefeidi è che nelle prime la pulsazione è dovuta al modificarsi dell’opacità di un sottile strato all’interno della stella, posto ad un’esatta profondità nell’edificio stellare, tale da indurre un’oscillazione armonica. Quindi nelle cefeidi (come negli altri oscillatori periodici) l’energia prodotta nel nucleo stellare NON cambia. Nelle Mira invece sembra che assieme ad un cambio di opacità (Modifiche nella trasmissione convettiva, formazioni di polveri, drenaggio di carbonio dagli strati interni), vi possano essere modifiche nella produzione di energia nella shell sovrastante il nucleo inerte, che potrebbero essere la causa delle variazioni secolari di periodo. Di certo, sfogliando l’enorme mole di articoli scritti su questi oggetti si comprende quanto ancora si sia lontani da una visione chiara di queste interessantissime stelle.
Venendo alla spettroscopia, una delle caratteristiche veramente interessanti di queste stelle fredde è la presenza di righe di emissione, che di solito raggiungono la maggiore intensità nella fase immediatamente successiva al massimo.
Sono visibili le righe della serie di Balmer anche se la loro intensità contrasta con il decremento di Balmer (Il rapporto tra le intensità tra le righe in emissione della serie di Balmer (dovuto alle probabilità dei vari salti quantici) vede usualmente l’intensità maggiore in Hα, decrescere poi verso Hβ, Hγ, ….)
Oltre che righe dell’idrogeno di Balmer, in talune Mira possono apparire, anche piuttosto intense righe del Fe I o del Mg.
In diverse Mira l'intensità della riga dell'idrogeno è in antifase con le linee di emissione di Fe I e Mg I.
Sembra che tali righe di emissione siano prodotte nelle parti esterne delle tenui atmosfere stellari.
Anche le bande di ossido di titanio mostrano cambiamenti durante la pulsazione, diventando in certi casi meno intense, verso il minimo (ho trovato più spiegazioni per questo fenomeno… nessuna convincente).
Visto l’estremo interesse di questi oggetti ho pensato di iniziare ad osservare lo spettro in bassa risoluzione nelle fasi di massimo, di alcune di queste Mira, cercando allo stesso tempo di standardizzarne al meglio l’osservazione.
Nella tabella qui sotto un elenco di 4 mira tutte vicine alla fase 0 di massimo la notte del 31/03.
Dato che il nostro spettroscopio ALpy, all’osservatorio del Monte Baldo non può essere ruotato per l’angolo parallattico ho cercato di organizzare le osservazioni in modo che sia le stelle Mira, che le loro calibrazioni, fossero al momento dell’osservazioni ad angoli parallattici simili (e logicamente il più vicino possibile al meridiano).
Ecco la tabella degli angoli parallattici e delle altezze delle stelle di calibrazione e delle variabili osservate.
L’unica per la quale non sono risuscito a rispettare il criterio scelto è la VV GEM che in questa stagione è già troppo ad Ovest ad inizio nottata.
Inoltre, dato che uno del nostro gruppo (Vittorio Andreoli) fa le riduzioni utilizzando IRAF ho anche inserito per ogni oggetto una stella fra il catalogo delle standard rosse di Asiago.
Qui sotto sono mostrati i quattro spettri ottenuti:
VV GEM
R BOO
RR VIR
S LEO
Anche in questo piccolo campione è impressionante la differenza nelle intensità tra le varie righe in emissione. Evidentissime Hα in S Leo e RR Vir, molto meno in R Boo, e quasi invisibile in VV GEM. Stesso copione si ripete per Hβ che in VV GEM addirittura scompare. Hγ e Hδ sono visibili in tutti gli spettri, mentre Hζ non risulta osservabile in VV GEM. Assente in tutte 4 le Mira la Hε.
Dulcis in fundo, condivido il problema che anche questa volta ho osservato. Pur avendo lavorato con stelle di calibrazione abbastanza alte sull’orizzonte e con angoli parallattici (3 stelle su 4) piuttosto bassi, il paragone tra le risposte strumentali delle 4 HD mostra una differenza che al di sotto dei 4500 Angstrom diventa importante. Il mio primo pensiero, che le differenze dipendessero da gli angoli parallattici e dall’altezza, non trova riscontro nei dati. La curva azzurra HD 114330 Ap 6° Alt 38° è simile a quella nera di HD 97603 Ap 31° Alt 58°, mentre la curva viola di HD 118098 Ap 16° Alt 40° è molto simile a quella verde di HD 79469 Ap 26° alt 40°.
Sono abbastanza sicuro che le differenza non possa essere dovuta variazioni della trasparenza del cielo ne dell’umidità. La telecamera dell’osservatorio ha mostrato una notte quasi senza velature e con umidità stabile.
Non riesco proprio a capire.
Ciao a tutti
Flavio
Le stelle Mira sono variabili semiregolari, che si situano nel ramo asintotico delle giganti del diagramma HR. La durata della pulsazione è tra 100 e oltre 700 giorni (762 giorni per la mira all’interno del sistema di V407 CYG). Appartengono allo stesso gruppo delle SRa (Semiregolari di tipo a) dalle quali differiscono in pratica, solo per la durata dei periodi.
La posizione delle Mira all’interno del diagramma HR, le pone sul fianco destro della striscia di instabilità (dominio dei pulsatori regolari come le Cefeidi).
Un’altra importante differenza è la “brevità” della transizione nella fase di Mira. Queste stelle hanno massa poco superiore al sole (1,5-2 Mʘ) ed una perdita di massa, a causa di vigorosi venti stellari, che può arrivare vicina a 10^(-6) ʘ/Yr. E’ ovvio che questo fa sì che al più in qualche milione di anni la perdita di massa le porti al di fuori dell'AGB.
L’ampiezza delle pulsazioni è impressionante; 8 magnitudini per Mira Ceti, ma alcune Mira possono superare le 10 magnitudini di ampiezza.
Come per le cefeidi, la pulsazione è sia nella temperatura che radiale, ma a differenza delle prime le velocità radiali delle Mira sono molto basse; tipicamente nell’ordine di una decina di km/s.
Una grande differenza rispetto alle cefeidi è che nelle prime la pulsazione è dovuta al modificarsi dell’opacità di un sottile strato all’interno della stella, posto ad un’esatta profondità nell’edificio stellare, tale da indurre un’oscillazione armonica. Quindi nelle cefeidi (come negli altri oscillatori periodici) l’energia prodotta nel nucleo stellare NON cambia. Nelle Mira invece sembra che assieme ad un cambio di opacità (Modifiche nella trasmissione convettiva, formazioni di polveri, drenaggio di carbonio dagli strati interni), vi possano essere modifiche nella produzione di energia nella shell sovrastante il nucleo inerte, che potrebbero essere la causa delle variazioni secolari di periodo. Di certo, sfogliando l’enorme mole di articoli scritti su questi oggetti si comprende quanto ancora si sia lontani da una visione chiara di queste interessantissime stelle.
Venendo alla spettroscopia, una delle caratteristiche veramente interessanti di queste stelle fredde è la presenza di righe di emissione, che di solito raggiungono la maggiore intensità nella fase immediatamente successiva al massimo.
Sono visibili le righe della serie di Balmer anche se la loro intensità contrasta con il decremento di Balmer (Il rapporto tra le intensità tra le righe in emissione della serie di Balmer (dovuto alle probabilità dei vari salti quantici) vede usualmente l’intensità maggiore in Hα, decrescere poi verso Hβ, Hγ, ….)
Oltre che righe dell’idrogeno di Balmer, in talune Mira possono apparire, anche piuttosto intense righe del Fe I o del Mg.
In diverse Mira l'intensità della riga dell'idrogeno è in antifase con le linee di emissione di Fe I e Mg I.
Sembra che tali righe di emissione siano prodotte nelle parti esterne delle tenui atmosfere stellari.
Anche le bande di ossido di titanio mostrano cambiamenti durante la pulsazione, diventando in certi casi meno intense, verso il minimo (ho trovato più spiegazioni per questo fenomeno… nessuna convincente).
Visto l’estremo interesse di questi oggetti ho pensato di iniziare ad osservare lo spettro in bassa risoluzione nelle fasi di massimo, di alcune di queste Mira, cercando allo stesso tempo di standardizzarne al meglio l’osservazione.
Nella tabella qui sotto un elenco di 4 mira tutte vicine alla fase 0 di massimo la notte del 31/03.
Dato che il nostro spettroscopio ALpy, all’osservatorio del Monte Baldo non può essere ruotato per l’angolo parallattico ho cercato di organizzare le osservazioni in modo che sia le stelle Mira, che le loro calibrazioni, fossero al momento dell’osservazioni ad angoli parallattici simili (e logicamente il più vicino possibile al meridiano).
Ecco la tabella degli angoli parallattici e delle altezze delle stelle di calibrazione e delle variabili osservate.
L’unica per la quale non sono risuscito a rispettare il criterio scelto è la VV GEM che in questa stagione è già troppo ad Ovest ad inizio nottata.
Inoltre, dato che uno del nostro gruppo (Vittorio Andreoli) fa le riduzioni utilizzando IRAF ho anche inserito per ogni oggetto una stella fra il catalogo delle standard rosse di Asiago.
Qui sotto sono mostrati i quattro spettri ottenuti:
VV GEM
R BOO
RR VIR
S LEO
Anche in questo piccolo campione è impressionante la differenza nelle intensità tra le varie righe in emissione. Evidentissime Hα in S Leo e RR Vir, molto meno in R Boo, e quasi invisibile in VV GEM. Stesso copione si ripete per Hβ che in VV GEM addirittura scompare. Hγ e Hδ sono visibili in tutti gli spettri, mentre Hζ non risulta osservabile in VV GEM. Assente in tutte 4 le Mira la Hε.
Dulcis in fundo, condivido il problema che anche questa volta ho osservato. Pur avendo lavorato con stelle di calibrazione abbastanza alte sull’orizzonte e con angoli parallattici (3 stelle su 4) piuttosto bassi, il paragone tra le risposte strumentali delle 4 HD mostra una differenza che al di sotto dei 4500 Angstrom diventa importante. Il mio primo pensiero, che le differenze dipendessero da gli angoli parallattici e dall’altezza, non trova riscontro nei dati. La curva azzurra HD 114330 Ap 6° Alt 38° è simile a quella nera di HD 97603 Ap 31° Alt 58°, mentre la curva viola di HD 118098 Ap 16° Alt 40° è molto simile a quella verde di HD 79469 Ap 26° alt 40°.
Sono abbastanza sicuro che le differenza non possa essere dovuta variazioni della trasparenza del cielo ne dell’umidità. La telecamera dell’osservatorio ha mostrato una notte quasi senza velature e con umidità stabile.
Non riesco proprio a capire.
Ciao a tutti
Flavio