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Stelle Mira

Le nuove tecniche per studiare e comprendere la natura di tanti fenomeni celesti.

Messaggioda Flavio » 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.

tabella.JPG


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.

tabella2.JPG


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
VV GEM_ 20210331_901_OSS Monte Baldo.png


R BOO
R BOO_ 20210401_028_OSS Monte Baldo.png


RR VIR
RR VIR_ 20210401_061_OSS Monte Baldo.png


S LEO
S LEO_ 20210331_961_OSS Monte Baldo.png


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.

RISPOSTE STRUMENTALI_OSS Monte Baldo.png


Non riesco proprio a capire. :-W
Ciao a tutti

Flavio
Ultima modifica di Flavio il 5 apr 2021, 9:54, modificato 1 volta in totale.
Flavio
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Messaggioda miror » 5 apr 2021, 7:23

Complimenti Flavio per l'interessantissimo lavoro fatto.
Una descrizione molto dettagliata che sinceramente mi invita nello studio e nel monitoraggio di questa classe di oggetti.
Possedendo un Alpy anche io e noto discrepanze simili alle tue e non saprei fornire una spiegazione.
miror
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Messaggioda Paolo » 7 apr 2021, 17:29

Ciao Flavio, un altro dei tuoi bellissimi report, grazie per la condivisione! Piu' leggo argomenti di astrofisica, piu' capisco che ci sono ancora tantissimi fenomeni dei quali neanche gli specialisti conoscono esattamente i meccanismi che stanno alla base.

Hai beccato di nuovo dei soggetti semplici semplici! ;) Davvero particolare la minore visibilita' delle righe h-alfa e h-beta rispetto alle altre. Effettivamente noi siamo abituati al contrario...

Le stelle Mira che hai osservato raggiungono una buona luminosita' al massimo, se ho capito bene continuerai a seguirle. Tranne forse la RR Vir (mag 17 al minimo), potresti riuscire a prendere spettri per un buon intervallo di tempo (condizioni stagionali permettendo).

Per il discorso risposta penso che le due curve HD79469/HD118098 simili fra loro e la HD97603 piu' alta nel blu siano in linea e riflettano una risposta che include il diverso assorbimento atmosferico (40 contro 60 gradi circa di altezza). Si potrebbe verificare provando a simulare con ISIS la diversa trasmissione atmosferica alle due altezze.

Il profilo discrepante mi sembra quello della HD114330 dato che, osservata a 38° di altezza, doveva essere il piu' basso nella regione del blu (o comunque simile a quello delle altre stelle sui 40°). In effetti l'angolo parallattico di 6° e' il piu' estremo della serie (fra le stelle di riferimento). Essendo piu' vicino allo zero, potrebbe aver determinato un maggiore "carico" della parte blu dello spettro e di conseguenza aver prodotto una risposta piu' alta in quell'intervallo spettrale.

Anche io trovo che non sia semplice interpretare correttamente le curve di risposta, comunque se l'immagine stellare e' grande (prodotta ad esempio da una lunga focale) sul piano della fenditura da 23-30 micron, il sistema diventa molto sensibile all'angolo parallattico e puo' succedere di tutto. Aiuta molto la fenditura "fotometrica", disponibile se non sbaglio anche per l'Alpy 600. Io l'ho lasciata fissa nel Lhires III e mi torna molto utile quando uso lo spettrografo in configurazione low-res. Per verificare il continuo faccio una ulteriore integrazione con i soggetti nella parte larga (piu' breve di quelle in fenditura stretta).

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Messaggioda Flavio » 11 apr 2021, 11:57

Hai beccato di nuovo dei soggetti semplici semplici! ;) Davvero particolare la minore visibilita' delle righe h-alfa e h-beta rispetto alle altre. Effettivamente noi siamo abituati al contrario...


Grazie Paolo.
Trovo stimolante la quantità di fenomeni che si possono studiare con semplici strumenti come i nostri. Il fatto che ci siano ancora così tante cose poco note, non fa che aumentare il fascino dell'astronomia.

In effetti, a quanto ho potuto capire, la formazione delle righe di Balmer avviene nelle parti esterne dell'atmosfera stellare per collisione di strati in movimento a diverse velocità; quindi legato alle pulsazioni radiali. La cosa è complicata dalla presenza di formazione di bande molecolari che con i loro estesi assorbimenti, cancellano le emissioni che si formano sotto di loro. Questo spiegherebbe i repentini cambiamenti nelle emissioni. Nell'immagine qui sotto ho inserito i tre spettri fatti sino ad ora per la S LMI. Le fasi sono 0.935, 0.047 e 0.119. Si nota, subito dopo il massimo, l'emergere di H alfa e H beta e la contemporanea attenuazione di Hgamma e Hdelta. Nella fase appena prima del massimo l'emissione nell'infrarosso sembra più intensa, ma prendo con le pinze le intensità a lunghezze d'onda oltre i 7.000 A.

S_LMI_COMPARE 20210226 20210323 20210409.png


In effetti ho l'intenzione di seguire una selezione di queste stelle, intanto in bassa risoluzione, cercando, per quanto possibile, di farle vicino al meridiano, almeno fintanto che non ci attrezziamo con un rotatore per allineare la fenditura, volta per volta, con l'angolo parallattico.

Per il discorso risposta penso che le due curve HD79469/HD118098 simili fra loro e la HD97603 piu' alta nel blu siano in linea e riflettano una risposta che include il diverso assorbimento atmosferico (40 contro 60 gradi circa di altezza). Si potrebbe verificare provando a simulare con ISIS la diversa trasmissione atmosferica alle due altezze.

Il profilo discrepante mi sembra quello della HD114330 dato che, osservata a 38° di altezza, doveva essere il piu' basso nella regione del blu (o comunque simile a quello delle altre stelle sui 40°). In effetti l'angolo parallattico di 6° è il più estremo della serie (fra le stelle di riferimento). Essendo più vicino allo zero, potrebbe aver determinato un maggiore "carico" della parte blu dello spettro e di conseguenza aver prodotto una risposta più alta in quell'intervallo spettrale.


Come si simula la diversa trasmissione atmosferica? :-?

Mi è venuta un'altra idea. Il fatto che le risposte strumentali sembrino concentrarsi un due distinte famiglie, mi fa sorgere il dubbio che possa esserci un collegamento con la guida.
Per la guida, abbiamo sempre usato PHD2 e come sai, questo, guida sul baricentro fotometrico della stella. Nelle pose lunghe, questo non comporta grossi problemi perché nel campo dell'Alpy c'è quasi sempre una stella di guida. Per le stelle di calibrazione il discorso cambia, perché essendo di solito molto brillanti dobbiamo guidare sulle ali della PSF e, dato che i tempi di posa sono brevi, tendiamo a congelare la posizione iniziale che vede una preponderanza della stella da uno dei due lati della fenditura.
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Messaggioda Paolo » 13 apr 2021, 9:50

Ciao Flavio, davvero interessante la sequenza di S LMi! Se puoi, tienici informati sugli sviluppi.

Come si simula la diversa trasmissione atmosferica?


In ISIS, menu MISC -> Atmosphere, puoi estrarre la curva di trasmissione atmosferica per una data altezza sull'orizzonte, l'altitudine del sito osservativo e il parametro AOD che, in mancanza di osservazioni specifiche, puo' essere solo stimato. In verde ci sono degli esempi che potrebbero aiutare a sceglierlo. A grandi linee e' un indice di foschia e umidita', essendo gli aerosol particelle solide e liquide in sospensione nell'atmosfera. Purtroppo questo valore impatta notevolmente sul risultato.

ISIS_atmo.jpg

Un esempio di compensazione del profilo per la diversa trasmissione atmosferica, target a 10° e stella di riferimento a 15°. Con ISIS estrai le due curve -> atmo_10 e atmo_15. Dividi la curva della stella per quella del target: atmo_15/atmo_10 -> atmo_15d10.

atmo_15d10.jpg

Moltiplicando il profilo del target per la curva risultante, il suo continuo viene rettificato, riducendo (non dico eliminando) il problema introdotto dalla diversa altezza della stella di riferimento (puoi applicare il metodo anche alle curve di risposta).

Quanto detto funge decentemente solo se azzecchi il parametro AOD. Io non userei mai questo metodo se non per piccole differenze di altezza tra target e stella di riferimento. Come sai, e' bene cercare sempre una stella con massa d'aria piu' vicina possibile a quella del target. Ma non sempre si trova...

La stima piu' precisa di AOD potrebbe essere fatta osservando la stessa stella nel corso della notte a due diverse altezze sull'orizzonte (di cui una preferibilmente molto bassa). Chiaramente serve anche un cielo libero da veli altrimenti il valore risulta falsato.

Il problema del continuo deformato con stelle molto luminose e' certamente importante. Si dovrebbero mediare tantissimi spettri se le pose sono corte. In molti sconsigliano di usarle, specie per spettri low-res.

Non conosco PHD2 ma se si comporta come dici, e' molto probabile che lo spettro venga "tagliato" nel blu o nel rosso. Io ho usato la prima versione (PHD) che invece faceva oscillare la stella tra una parte e l'altra della fenditura. L'efficienza era pessima ma il problema del taglio risolto alla grande!

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