Binarie spettroscopiche

 

Quali e quanti sistemi di questo tipo possiamo rivelare con il nostro spettroscopio? E’ una frequente domanda posta dal neofita che si aspetta che tali soggetti siano alla portata di reticoli diffrattivi o strumenti a bassa risoluzione. Purtroppo per misurare l’effetto Doppler associato al moto dei sistemi binari occorre uno strumento ad alta risoluzione. Il grosso problema e’ che questo richiede stelle di una certa luminosita’ a causa dell’elevata dispersione dello spettro, di conseguenza il numero di potenziali target si riduce moltissimo.

Non e’ un caso che la prima binaria spettroscopica scoperta (1889) sia stata Mizar (Zeta Ursae Majoris), di magnitudine 2.2, nonostante vi siano sistemi meno luminosi che presentano velocita’ radiali periodiche maggiori. Filtrando le binarie spettroscopiche con declinazione superiore a -35° e luminosita’ superiore o uguale a mag 7 troviamo quanto segue (K e’ la semi-ampiezza orbitale espressa in Km/s della stella che si muove piu’ velocemente e rappresenta la massima componente periodica della velocita’ radiale, ovvero il dato piu’ importante che ci permette di osservare lo spostamento Doppler delle righe):

306 binarie con K compresa tra 10 e 50 Km/s
132 binarie con K compresa tra 50 e 100 Km/s
86 binarie con K compresa tra 100 e 200 Km/s
24 binarie con K compresa tra 200 e 300 Km/s
3 binarie con K superiore a 300 Km/s (fino a 423 Km/s)

Calcolando lo spostamento Doppler per le velocita’ citate, riferendosi ad una riga di centro banda del visibile (500 nm), si ottengono questi valori che possiamo mettere in relazione diretta con i parametri caratteristici dello strumento utilizzato:

10 Km/s -> 0.2 Angstrom
50 Km/s -> 0.8 Angstrom
100 Km/s -> 1.7 Angstrom
200 Km/s -> 3.3 Angstrom
300 Km/s -> 5.0 Angstrom
400 Km/s  -> 6.7 Angstrom

Per capire il limite entro cui si possono effettuare con profitto le osservazioni  bisogna conoscere le caratteristiche (risoluzione spettrale) del proprio strumento (o dello strumento che si desidera costruire o acquistare), tenendo sempre a mente la difficolta’ di lavorare con spettri di stelle meno luminose. Uno spettro che non raggiunge un buon rapporto segnale/rumore degrada la risoluzione spettrale e rende piu’ difficile trovare righe sottili valide per il calcolo dello spostamento Doppler.

Anche quando sono visibili le righe di una sola stella (per questioni di luminosita’, diverso tipo spettrale o altro), mediante osservazioni protratte nel tempo si puo’ ugualmente studiare il moto periodico e ricavare le velocita’ caratteristiche. Quando gli spostamenti Doppler sono al limite della risoluzione spettrale e’ addirittura conveniente che solo una stella mostri le righe senza alcuna sovrapposizione con le righe dell’altra stella. In questo caso si sfrutta il calcolo del baricentro (per profili gaussiani) che risulta assai preciso in quanto utilizza anche i valori di intensita’ adiacenti al massimo. L’incertezza della sua misura e’ di fatto piu’ piccola del potere risolutivo spettrale. Ad esempio in uno spettro che ha una risoluzione di 1 Angstrom (distanza minima alla quale due righe uguali si distinguono separate) possiamo fare misure di posizione (centro della riga) con una precisione molto migliore di 1 A, a patto che le righe siano correttamente campionate dal sensore di ripresa.

Approfondimenti:
http://www.astrogeo.va.it/astronom/spettri/binary.htm
http://www.astroala.it/didattica/stelle/binarie.htm
http://quasar.teoth.it/index.php?option=com_k2&view=item&id=10:beta-aurigae-spettroscopia-amatoriale
http://www.lightfrominfinity.org/Ponte di Nona/Peculiary stars/Stelle peculliari.htm

Strumento ottimale: spettroscopio ad alta o media risoluzione

Lista dei target:
http://www.chara.gsu.edu/CHARA/DoubleStars/SB8/sb8.html

Effemeridi (fase) per le variabili a eclisse (anche target spettroscopici):
http://www.as.up.krakow.pl/ephem/

 

 

Quasar homepage