La prima peculiarita' e' rappresentata dal fatto che il periodo orbitale non e' costante nel tempo. E' passato da circa 12.89 giorni ai tempi in cui veniva osservata da Goodricke all'attuale valore di 12.94 giorni. Gli studi ci dicono che il rallentamento e' dovuto ad uno scambio di materia tra la stella primaria e la secondaria. Il flusso di materia si appiattisce su un piano rotante attorno alla secondaria, il cosiddetto disco di accrescimento. Il rateo di trasferimento di massa tra le due stelle puo' essere calcolato sulla base del rallentamento del periodo orbitale e la sua stima e' pari a -2.7 x 10^25 kg/anno che corrisponde a circa 4,5 masse terrestri l'anno.
Il sistema binario e' composto da una stella principale di tipo spettrale B6II/B8II ed una secondaria ipotizzata di tipo B0/B2 pressoche' invisibile perche' avvolta dal disco di accrescimento. Per intensi effetti mareali dovuti alla vicinanza, le due stelle sono deformate in ellissoidi. L'energia riversata sulla secondaria a seguito del trasferimento produce l'espulsione di materia in due getti perpendicolari al disco. Una parte di gas si allontana dal sistema binario con un percorso a spirale che avvolge entrambe le stelle. Attualmente i professionisti sono concordi su un modello di questo tipo e sul fatto che la secondaria sia piu' massiccia della primaria, tuttavia ci sono ancora molte ipotesi da verificare circa i dettagli del disco di accrescimento ed un certo numero di irregolarita' nei dati rilevati.
Un sistema di questo tipo non e' unico, gli astronomi ne hanno osservati diversi (grazie soprattutto a strumenti in orbita che lavorano nella banda dell'ultravioletto), tuttavia si trovano in fasi evolutive differenti. Beta Lyrae sembra trovarsi alla fine di una rapida fase di trasferimento di massa. La perdita di massa per il superamento del lobo di Roche (http://it.wikipedia.org/wiki/Lobo_di_Roche) si evolve infatti in tempi brevissimi su scala cosmica.
Lo spettro di Beta Lyrae
Se a livello fotometrico il modello della binaria sembrava essere, entro certi limiti, non molto complesso (fuori dal visuale, soprattutto nell'UV spinto, le cose pero' cambiano), le prime osservazioni di Beta Lyrae con lo spettroscopio hanno portato alla luce una serie di comportamenti di difficilissima interpretazione, alcuni dei quali non sono compresi neanche ai nostri giorni, motivo per cui la stella e' tuttora oggetto di studio da parte dei professionisti.
L'esperienza con spettroscopi amatoriali permette di osservare molte delle caratteristiche peculiari di questa binaria. Gia' strumenti di bassa risoluzione evidenziano un comportamento atipico del profilo spettrale. Un semplice reticolo da 100 l/mm (Star Analyse 100) riesce ad evidenziare che la riga h-alfa dell'idrogeno e' "invertita", ovvero in emissione anziche' in assorbimento. La seguente immagine mette a confronto lo spettro di Vega con quello di Sheliak:
Nel punto indicato dalla freccia ci troviamo alla lunghezza d'onda di 6563 Angstrom, dominata dalla riga principale dell'idrogeno. Nel caso di Vega e della maggior parte delle stelle, l'idrogeno presente nell'atmosfera esterna (piu' freddo) produce un assorbimento dello spettro continuo. Nella stessa posizione Beta Lyrae mostra invece una emissione, ad indicare la presenza di una certa quantita' di idrogeno ionizzato sottoposto ad un flusso di fotoni ad alta energia provenienti da una o entrambe le stelle. Per cercare di capire da che parte del sistema binario arriva questa luce occorre uno spettro ad alta risoluzione.
Questo e' invece uno spettro completo a media risoluzione, ottenuto con uno strumento artigianale (costruzione Lugli):
Il profilo e' riscalato per abbracciare l'intero spettro. In questa vista di dettaglio sfruttiamo meglio la risoluzione dello strumento. Siamo nel range 5800-7100 A entro cui si trovano diverse righe tra cui quella dell'idrogeno alfa:
Rispetto allo Star Analyser questo strumento consente di vedere con maggior chiarezza la riga dell'idrogeno ma anche di rivelare altre tre righe dell'elio neutro a 5876, 6678 e 7065 Angstrom. Con tale risoluzione sono possibili interessanti studi sistematici delle righe piu' intense. Fra le righe presenti in questo range spettrale, due sono oggetto della breve campagna osservativa condotta con lo spettroscopio Lhires III nel periodo giugno-luglio 2010.
Il Lhires III, operante con il reticolo da 2400 l/mm e' uno strumento ad alta risoluzione (R=18000). Per queste osservazioni la camera CCD ha lavorato in binning 2x2 (a vantaggio dei tempi di esposizione), di conseguenza la risoluzione effettiva e' leggermente inferiore e la dispersione risultante sul sensore e' di circa 0.17 Angstrom per pixel. Questo raffronto da un'idea dei risultati ottenibili con i due strumenti:
La riga di emissione H-alfa ora appare sdoppiata, inoltre il Lhires III arriva a registrare anche le sottilissime righe operate dalla nostra atmosfera (telluriche) sovrapposte all'emissione H-alfa (riquadro di sinistra). Ai fini dello studio dei profili queste righe vanno rimosse in fase di elaborazione.
Campagna osservativa
La cosa piu' interessante nell'osservazione spettroscopica di un sistema binario come Beta Lyrae e' l'estrema variabilita' dei profili nel tempo. Le principali caratteristiche variano con la fase orbitale e si ripetono quindi, nel caso di Sheliak, ogni 13 giorni circa. Tuttavia ogni ciclo non si ripete esattamente uguale ma presenta variazioni minori uniche. Sono le caratteristiche dei profili e questa variabilita' da ciclo a ciclo a rendere Beta Lyrae un soggetto estremamente complesso da interpretare.
Una seria campagna osservativa dovrebbe protrarsi per parecchi mesi, ma per un amatore questa puo' essere un'attivita' difficile da portare avanti considerando gli impegni e la variabilita' del tempo meteorologico. Distribuendo il lavoro tra piu' osservatori le cose migliorano notevolmente. Non a caso in molte campagne di spettroscopia amatoriale i contributi provengono da un certo numero di persone.
Per questo studio, dal momento che il periodo orbitale e' relativamente breve, ho voluto tentare l'osservazione di un intero ciclo. Con la complicita' dell'alta pressione, e senz'altro di una certa dose di fortuna (per aver "schivato" piu' volte le nuvole), ho raggiunto questo obiettivo prendendo una coppia di spettri (H-alfa ed elio) ogni sera, dal 27 giugno al 9 luglio.
Per conoscere la fase orbitale corrispondente agli istanti delle riprese ho utilizzato i parametri per il calcolo delle effemeridi di J.M. Kreiner (http://www.as.ap.krakow.pl/ephem/), trovando questi valori:
Riduzione dei dati
Ogni spettro del soggetto, della lampada campione e della stella di riferimento e' stato precalibrato e mediato utilizzando Astroart 4 e poi processato con IRIS per la correzione delle distorsioni geometriche dovute alla configurazione Littrow dello spettroscopio. Gli spettri "puliti" sono stati analizzati con Visual Spec che ne ha prodotto il profilo calibrato in frequenza (tenendo conto della correzione eliocentrica) e in intensita'. I profili sono stati poi corretti eliminando le righe telluriche, assorbimenti che nulla hanno a che fare con la luce delle stelle ma che sono operati dal vapore acqueo della nostra atmosfera. Visual Spec e' dotato di un efficace tool di rimozione basato sulla divisione dello spettro per uno spettro sintetico del vapore acqueo:
Dopo aver normalizzato (fondo continuo pari a 1) i profili siamo pronti per un confronto e per tentare qualche misurazione.
Analisi dei dati
I grafico seguente mostra l'andamento nel tempo della riga dell'idrogeno alfa:
Le osservazioni sono iniziate il 27 giugno quando la binaria presentava una fase orbitale pari a 0.383. Da considerare che nella fase 0.5 la stella primaria eclissa la secondaria mentre nella fase 1/0 accade il contrario: la secondaria, avvolta dal disco di accrescimento si pone davanti alla primaria producendo la massima attenuazione di luce.
Il comportamento macroscopico e' senz'altro il notevole incremento dell'emissione H-alfa in prossimita' della fase zero (0.995 il 5 luglio). Si tratta di un "guizzo" abbastanza improvviso, possiamo dire infatti che l'aumento si nota solo dal giorno precedente e termina con il seguente (fasi 0.995 e 0.079). Essendo una misura rapportata al continuo cio' trova spiegazione nel fatto che il disco di accrescimento in questa fase, eclissando la stella primaria, riduce l'intensita' del suo spettro continuo. In pratica si viene ad abbassare il "piedistallo" della riga di emissione.
Un altro aspetto molto evidente e' l'allargamento della riga dell'idrogeno, ad indicare una probabile rotazione dell'anello gassoso nella periferia del disco di accrescimento.
Infine troviamo uno sdoppiamento della riga e/o un assorbimento nel mezzo dal comportamento insolito. Per comodita' denominiamo i due picchi "componente rossa" (quella spostata verso lunghezze d'onda maggiori) e "componente violetta" (spostata verso lunghezze d'onda piu' corte).
Questi pochi elementi, osservati con una strumentazione amatoriale, sono gli stessi che negli ultimi decenni hanno dato del filo da torcere agli astronomi. I primi dubbi hanno riguardato la natura delle due componenti. Si tratta di due emissioni oppure e' una unica larga emissione con un assorbimento nel mezzo?
E' noto come un disco gassoso in rapida rotazione attorno ad una singola stella (tipico delle stelle Be), quando visto di taglio, produca uno spettro che mostra una emissione sdoppiata con un moderato assorbimento nel mezzo. Ipotizzando che il disco gassoso si trovi solo attorno alla secondaria avremmo dovuto pero’ osservare l'assorbimento in posizione centrale rispetto alle due componenti di uguale intensita'. Come si vede da questi profili Beta Lyrae non mostra un comportamento del genere. L'assorbimento e' variabile sia come intensita' che come posizione ed inoltre non e' centrale ma rimane sempre sul lato del violetto per tutto il ciclo.
Fino a che si e' cercato di indagare sulla componente rossa come una emissione la cui sorgente per qualche ragione doveva apparire costantemente in allontanamento (e' dominante per tutto il ciclo), non si riusciva a trovare una soluzione. La strada corretta e' stata intrapresa dopo aver spostato l'attenzione dall'emissione all'assorbimento: il profilo diventa facilmente comprensibile se si ipotizza che il disco gassoso in rotazione ed espansione non si trova solo attorno alla secondaria ma avvolge anche l'intero sistema. Il gas che si frappone tra noi e le stelle lungo la linea di vista produce un assorbimento (cosi' come l'atmosfera solare e' responsabile delle righe di assorbimento) ma, essendo anche in allontanamento dal sistema binario con una certa velocita', per effetto doppler risulta spostato (costentemente) verso il violetto. Questo caratteristico profilo e' chiamato "profilo P-Cygni" dal nome della stella prototipo (in questo caso l'espansione dei gas e' dovuta ad un forte vento stellare).
E' interessante ripercorrere la fase di verifica mediante la misura delle principali caratteristiche spettrali sui profili. Rileviamo le lunghezze d'onda dei seguenti punti caratteristici (baricentro delle curve gaussiane):
- componente violetta
- assorbimento
- centro della riga H-alfa allargata
- componente rossa
Visual Spec viene in aiuto con la possibilita' di ricostruire una gaussiana dopo aver soppresso alcune zone dello spettro. Cio' rende possibile ad esempio la misurazione del baricentro della riga H-alfa larga "deformata" dall'assorbimento. Il passo successivo e' la conversione della lunghezze d'onda in velocita' radiali tramite la formula Vr = c x (Lambda - Lambda_rif) / Lambda_rif ottenendo valori espressi in Km/s:
Se inseriamo i nostri dati in un grafico che mostra le velocita' radiali delle due componenti (elementi noti) otteniamo quanto segue:
Un grafico di questo tipo e' stato usato in passato dagli astronomi per fare luce sugli aspetti ancora sconosciuti di questo sistema. Le sinusoidi tratteggiate rappresentano la velocita' radiale della stella primaria (nero) e della secondaria (verde) in relazione alla fase. Le Vr della primaria sono facilmente ottenibili studiando alcune righe di assorbimento sottili come quelle del Si II a 6347 e 6371 Angstrom. Quelle della secondaria sono invece dedotte per la difficolta' di osservare qualunque riga di assorbimento di questa stella che si trova nascosta nel disco di accrescimento. Studi recenti hanno stabilito che il rapporto tra le masse delle due stelle potrebbe essere di 1:6 (la primaria ha una massa di 2 masse solari, la secondaria di 12). Semplificando, assumiamo che la Vr della secondaria sia pari a 1/6 del valore della primaria.
Il modello da verificare prevede che la sorgente dell'emissione h-alfa sia legata ad una nube di gas che avvolge la secondaria mentre l'assorbimento e' causato principalmente dal gas in espansione attorno al sistema binario. L'andamento della Vr delle due componenti (triangoli rossi e blu) non sembra avere una correlazione con la Vr della secondaria (sinusoide verde). Lo stesso vale per la serie dell'assorbimento (quadrati arancioni). In effetti stiamo parlando dei due picchi di intensita' che esistono solo per la presenza dell'assorbimento operato dal gas soprattutto attorno al sistema binario, assorbimento che per la sua natura e' slegato dal moto periodico delle due stelle. Inoltre il centro delle due emissioni e dell'assorbimento si influenzano reciprocamente. Una emissione ad una certa lunghezza d'onda sovrapposta ad un assorbimento di lunghezza d'onda diversa (leggermente decentrato) cambia i baricentri di entrambe nella curva risultante. Nel caso specifico l'assorbimento ha una maggiore interazione con la componente violetta alla quale e' piu' vicino. Il centro dell'assorbimento avrebbe dovuto mantenere un valore piuttosto costante e questo accade per una gran parte del ciclo (dalla fase 0.536 alla 0.150 del ciclo successivo) ma nella restante parte i valori sono visibilmente spostati verso il rosso. Come abbiamo visto in precedenza abbiamo a che fare con tre curve (le componenti rossa/violetta e l'assorbimento) che si influenzano reciprocamente per cui e' difficile verificare una correlazione.
Il discorso e' diverso per la serie che descrive lo spostamento del centro riga H-alfa (cerchietti verdi) che sembra seguire l'andamento della Vr della secondaria (sinusoide verde). Purtroppo i dati riguardano un solo ciclo, servirebbero piu' dati per fare una statistica completa, comunque da quanto si osserva nel grafico si potrebbe dedurre che la sorgente dell'emissione h-alfa sia in effetti legata alla stella secondaria come ipotizzato.
Resta un dubbio circa il comportamento del profilo nei pressi del minimo secondario. Subito prima e subito dopo il minimo dovrebbe attenuarsi, alternativamente, l'intensita' di una delle due componenti rossa e violetta dell'h-alfa in quanto la primaria occulta parte del semi-anello gassoso responsabile dello spostamento Doppler e la riga si assottiglia in modo asimmetrico. La ripresa dello spettro ottenuta durante la fase 0.458 in effetti sembra confermare un cambiamento del genere. Nella fase 0.536, invece, la componente rossa non mostra evidenti attenuazioni. C'e' da dire pero' che le osservazioni effettuate non coprono con sufficiente frequenza temporale gli attimi decisivi, motivo per cui andrebbe fatta una nuova serie di osservazioni ravvicinate nel tempo, magari potendo contare su altri osservatori posti a longitudini diverse per estendere l'intervallo oltre le 9-12 ore.
Possiamo descrivere i macro-comportamenti a livello spettrale con il seguente schema:
La sorgente principale di luce h-alfa e' un anello gassoso nella periferia del disco di accrescimento. E' anche responsabile, per la sua rotazione, dell'allargamento della riga. Il gas tenue in espansione che circonda l'intero sistema e che si frappone tra noi e la sorgente di luce produce la curva di assorbimento.
Per poter fare un quadro completo andrebbero indagate anche le altre righe spettrali che si e' verificato hanno comportamenti differenti. Ad esempio la riga dell'elio neutro osservata con il Lhires III mostra questa evoluzione:
Pur essendoci delle similarita' e' evidente come la forma e l'evoluzione del profilo sia diversa da quanto visto per la riga h-alfa. Lo stesso accade per altre righe dell'elio neutro oppure per quelle della serie di Balmer. La riga H-gamma (non ripresa in questo studio) ad esempio e' in grado di mostrare molto piu' chiaramente lo shift periodico causato dalla velocita' radiale del sistema binario.
Un'altra misurazione significativa riguarda larghezza equivalente (Equivalent Width), qui relativa alla riga H-alfa. La EW descrive la "forza" di una riga rispetto al continuo. Notare che a dispetto del nome non da informazioni sulla sua larghezza, una riga larga ma poco profonda puo' avere la stessa EW di una riga stretta ma profonda.
L'argomento merita senz'altro di essere approfondito. Questa e' una descrizione dell'attivita' amatoriale di ripresa ed elaborazione degli spettri con qualche cenno di teoria. Le variabili coinvolte nella comprensione del modello di Beta Lyrae sono tantissime e qui abbiamo considerato solo le principali. Se pensiamo a queste peculiarita':
- fenomeni di polarizzazione della luce
- emissione di getti perpendicolari al piano orbitale
- stelle deformate e superamento del lobo di Roche per la primaria
- trasferimento di massa tra le due stelle
- presenza di un disco di accrescimento e di gas tenui all'interno e all'esterno del sistema binario
non dovrebbe essere difficile capire che siamo davanti ad un soggetto davvero complesso il cui spettro osservato (anche con una strumentazione amatoriale) e' parzialmente interpretabile anche dai professionisti. Oggi, infatti, non siamo ancora in grado di prevedere l'esatto profilo che mostrera' Beta Lyrae in un dato momento.
Concludo con questa animazione che mostra l'evoluzione dei profili a confronto con un modello artistico del sistema binario e un'immagine ottica ottenuta con il CHARA. Beta Lyrae e' stata infatti osservata otticamente con il metodo interferometrico nel 2008, riuscendo a risolvere le due componenti che ruotano attorno al centro di massa (http://www.chara.gsu.edu/CHARA/Papers/Paper21.pdf):
