Il mio primo target del profondo cielo di Fonte Vetica e'.. uno spettro! Non me ne voglia chi non e' molto appassionato di questo affascinante metodo di indagine. Anche qui il cielo buio conta, nel caso del reticoli come lo Star Analyser 100 ancora piu' che per le normali fotografie visto che la luminescenza del fondo cielo incide due volte.
Il problema del fondo fitto di stelle e' saltato subito fuori appena preso il primo frame:
Una stella di campo che casualmente viene a trovarsi sullo spettro produce una riga di emissione che in realta' non esiste! Un bel guaio... A guardare il campo ripreso nessuno puo' garantire che non ci siano stelle "sotto" lo spettro. La situazione e' identica anche cambiando in fase di ripresa l'angolo di dispersione per posizionare lo spettro su altre zone di cielo.
L'idea e' stata quella di prendere una serie di spettri cambiando l'angolo della dispersione rispetto alle stelle. Ruotando il blocco solidale CCD + SA100 rispetto all'ottica ho ottenuto degli spettri la cui dispersione e' allineata nel frame sempre con lo stesso angolo (parallela al lato lungo del sensore). In questo modo e' sufficiente mettere a registro gli spettri con la sola traslazione delle immagini.
Su una serie di frames dove lo spettro insiste nella stessa posizione e le stelle (con i relativi spettri) si trovano in posizioni diverse, una combinazione di tipo sigma o mediano e' in grado di eliminare tutte le stelle e gli spettri di campo, che siano esterni o sovrapposti allo spettro del target.
In questo caso ho usato il sigma che mi sembra abbia fatto un buon lavoro:
Queste combinazioni non sono una novita' essendo usate normalmente per lo stacking di immagini astronomiche. Mi e' sembrato pero' utile impiegarle in riprese ad angolo di dispersione variabile, visto che un punto debole dei reticoli a trasmissione come lo SA100 e' proprio la contaminazione dello spettro con stelle di campo.
Il risultato finale:
Dopo i 7500-8000 Angstrom non si puo' escludere una interferenza con lo spettro di ordine 2 (anche se non sembra molto rilevante). Ho lasciato queste lunghezze d'onda per non tagliare via l'interessante emissione del Ca II nell'infrarosso. Il picco principale che si osserva alla lunghezza d'onda di circa 656 nm e' l'idrogeno alfa, come dire che se riprendessimo il campo attraverso un filtro h-alfa a banda stretta, la nova risulterebbe enormemente piu' luminosa delle stelle di pari magnitudine.
Una nova ha origine da un sistema binario stretto composto da una nana bianca e una secondaria generalmente rosso-arancio. La stella secondaria cede materia (sotto forma di gas, principalmente idrogeno ed elio) alla nana per effetto di gravita'. I gas si accumulano sulla superficie della stella fino a che la quantita' e' tale da innescare una reazione di fusione nucleare per incremento di pressione e temperatura. Viene cosi' liberata una enorme quantita' di energia che "soffia" via gran parte dei gas in superficie. L'effetto e' un aumento di diverse magnitudini e il guscio di gas in espansione, eccitato dall'energia irradiata dalla nana, e' il responsabile delle righe di emissione che si osservano in questo spettro. Essendo l'idrogeno il gas piu' abbondante, il picco dell'h-alfa e' di gran lunga piu' marcato delle altre righe. Da non dimenticare che, a differenza delle supernovae, la stella che ha generato la nova non si distrugge e, dopo l’evento, la nana risulta pressoche’ intatta e pronta a ripetere il fenomeno (novae ricorrenti).
Ciao ciao
Paolo
