Ci sono attivita' che oltre ad essere interessanti possono essere anche utili alla comunita' scientifica. Tra queste l'osservazione dei transienti, ovvero di nuove "stelle" che di tanto in tanto compaiono in lontane galassie o nella nostra Via Lattea.

C'e' tanto lavoro per chi vuole scoprirli ma anche per chi e' in grado di individuare la loro natura grazie alle osservazioni spettroscopiche. Purtroppo la magnitudine di questi oggetti mediamente li tiene fuori dalla portata degli spettroscopi amatoriali ma a volte capita di essere piu' fortunati.

Infatti, se per scoprirli arriviamo alla mag 19-20 (con pose di pochi minuti altrimenti, con integrazioni maggiori, l'efficienza della ricerca viene penalizzata), con la spettroscopia molto difficilmente si supera la mag 15, considerando ottiche di medio diametro (200 mm) e camere monocromatiche di media sensibilita'.

La cosa, basta pensarci, e' abbastanza normale in quanto in una normale ripresa fotografica la luce dello spettro elettromagnetico a cui e' sensibile la camera CCD viene concentrata in un cerchietto di pochi pixel di diametro (3 o 4 se il campionamento e' corretto). Nel caso dello spettro invece l'immagine e' sparpagliata in un rettangolo alto qualche pixel ma lungo centinaia (ad esempio un'area di 4 x 400 pixel e' abbastanza usuale). Significa aggiungere al segnale della stella il rumore (varie sorgenti) di 9-16 pixel in una fotografia oppure il rumore di 1600 pixel nel caso della spettroscopia (esempi sopra). Il dato rilevante, il rapporto segnale/rumore, ovviamente puo' essere ben diverso nei due casi se la stella e' debole.

Questo e' anche il motivo per cui, con target deboli, e' meglio contenere la dispersione spettrale, cioe' "stirare" meno lo spettro sul piano focale. Come contropartita abbiamo pero' un deteriorameno della risoluzione spettrale che, nel caso di supernovae, e' comunque ben tollerato. Le SN infatti sono caratterizzate da una grande velocita' di espansione del guscio gassoso (e' un fenomeno esplosivo), con conseguente allargamento di tutte le righe spettrali, in assorbimento o emissione che siano.

Parliamo di target di mag V 11-15, dunque siamo nel regno degli spettroscopi a bassa risoluzione. Per citare alcuni prodotti commerciali, LISA, Alpy 600, Lhires III con reticolo da 150 l/mm, Star Analyser 100, ecc. In generale qualunque strumento a bassa dispersione. Il limite superiore e' dato dalla strumentazione che, essendo amatoriale, non permette di ottenere un sufficiente rapporto s/r mentre quello inferiore da "madre natura" che non ci regala (ma forse e' meglio!) eventi piu' luminosi... Prima o poi accadra' di osservare novae o supernovae molto brillanti (speriamo non pericolose!) ma statisticamente la probabilta' resta molto bassa (direi piu' bassa che per le comete).

Se il transiente e' alla portata del nostro spettroscopio e' necessario prima di tutto non perdere tempo! Ricordo che i transienti, se non scoperti dal nostro Max Caimmi (impegnato nella ricerca sistematica di SN) o qualcuno di voi che ci avverte, sono riportati nella pagina TOCP "Transient Objects Confirmation Page" del CBAT:

http://www.cbat.eps.harvard.edu/unconf/tocp.html

In fondo alla pagina ci sono gli eventi piu' recenti. Un controllo periodico in questo sito e' d'obbligo per intercettare prima possibile il transiente. Esiste la possibilita' di iscriversi gratuitamente al servizio RSS feed del CBAT in modo da ricevere i vari messaggi di scoperta o follow-up. Occorre pero' tenere conto che c'e' un grande transito di messaggi, soprattutto per i follow-up (a fronte di un messaggio di scoperta ci possono essere numerose conferme).

Mentre con spettroscopi a fenditura non bisogna preoccuparsi del problema, la ripresa con reticoli (tipo SA100) puo' essere complicata da eventuali stelle di campo che interferiscono con lo spettro del transiente (tipico delle novae proiettate sulla Via Lattea) oppure per la vicinanza al nucleo della galassia ospite nel caso delle SN. Quindi occorre ruotare opportunamente l'asse di dispersione rispetto al campo stellare prima di procedere con la cattura dello spettro.

Il profilo va calibrato sia in lunghezza d'onda che in intensita' relativa. Lo spettro fornisce preziose informazioni anche dall'andamento del continuo, non solo dalle sue righe spettrali.

Di seguito un quadro che riassume le caratteristiche spettrali dei vari tipi di supernovae (per maggiori dettagli vedere http://it.wikipedia.org/wiki/Supernova):
Sembra tutto abbastanza chiaro, in realta' lo spettro di tali oggetti e' in continua evoluzione. Puo' essere molto diverso e soprattutto povero di caratteristiche nelle fasi iniziali dell'evento, proprio quando e' il momento di identificare la loro natura. Non e' un caso che questi transienti restino a volte privi di classificazione per diversi giorni dalla loro scoperta. Occorre eliminare ogni ambiguita' prima di rendere nota la classe di appartenenza. Inoltre va considerato che ogni transiente potrebbe essere una supernova, una nova oppure una variable (cataclismica) in genere.

Un esempio (SN2002ap):
http://www.astro.utoronto.ca/DDO/research/sn02ap_sp.jpg
Notare come appena scoperta, 7 giorni prima del massimo di luminosita', lo spettro sia piu' "piatto" (e quindi piu' difficile da interpretare) rispetto ai giorni successivi.

Ne abbiamo gia' parlato sul forum, un grandissimo aiuto e' fornito da "GELATO" (GEneric cLAssification TOol), un sistema per la classificazione automatica delle supernovae sviluppato dal gruppo SN dell'Osservatorio di Padova. Tramite interfaccia web e' possibile far analizzare un profilo spettrale in formato standard fits che si trova sul nostro PC. Il sistema restituisce una lista di SN comparse in precedenza (il cui tipo e' conosciuto) sulla base della similarita' del profilo spettrale. Selezionando una di esse, e' possibile vedere il confronto con il nostro profilo.

Cito un caso pratico molto interessante, il transiente PSN J12262933+3113383 scoperto non molto tempo fa vicino al nucleo della galassia NGC4414 (Chioma di Berenice).

La sua scoperta e' apparsa sulla pagina web TOCP e subito rimbalzata sui forum di spettroscopia oltre confine. Brillava circa di mag 14 e, per fortuna, era ben posizionato in cielo per poter essere osservato (stranamente non ha seguito la legge di Murphy secondo cui d'estate vengono scoperti in Orione e d'inverno nello Scorpione...). E' stato osservato per la prima volta il 7 giugno 2013 e reso noto il giorno successivo. Naturalmente (!) sono seguite serate con cielo coperto, per cui ho potuto fare la mia prima osservazione spettroscopica la sera dell'11 giugno. A quattro giorni di distanza i professionisti non avevano ancora classificato l'oggetto.

Ho usato il Lhires III con il reticolo da 150 l/mm ed ho ripreso in binning spinto per velocizzare, ottenendo uno spettro a bassa risoluzione:
A sinistra e' visibile la posizione dell'oggetto e la galassia NGC4414 rispetto alla fenditura dello spettroscopio. E' marcata in rosso la posizione durante l'integrazione. A destra lo spettro del transiente e, piu' debole, quello di una parte della galassia. Notare l'emissione H-alfa delle regioni HII nei bracci della galassia.

Osservando questo spettro bidimensionale si capisce che ci sono ben poche caratteristiche, dunque un oggetto piuttosto difficile da interpretare. Spettri del genere possono ad esempio appartenere ad alcuni tipi di supernovae nello stadio iniziale del fenomeno ma anche a novae nane che presentano a volte una bassissima emissione della riga h-alfa (almeno a questa risoluzione potrebbe essere invisibile).

Il modo in cui lo spettro "sfuma" nell'immagine non e' reale. E' infatti modellato dalla diversa sensibilita' ai colori della catena strumentale, CCD e reticolo di diffrazione in primis. Questo e' il motivo piu' importante per cui si passa dall'immagine bidimensionale al profilo spettrale: il profilo e' "rettificabile", ovvero possiamo correggerlo per la risposta strumentale ottenendo cio' che avremmo registrato se avessimo usato una strumentazione ideale (risposta uniforme ai colori), operante fuori dall'atmosfera (in grado di modificare l'intensita' come fosse un filtro colorato). L'altro importante motivo per cui si lavora sul profilo e' naturalmente la possibilita' di fare precise misurazioni.

Con il software ISIS ed utilizzando la stella di calibrazione ho estratto il profilo del transiente:
Si tratta di uno spettro abbastanza piatto con poche e deboli variazioni. E' lo spettro di una stella blu, notare come si innalza sulla parte sinistra. Davvero difficile, senza una grande esperienza, capire la sua natura. In effetti, raffrontato con i profili riportati nel quadro segnalato in precedenza, sembra non somigliare ad alcuno di loro.

Ho provato allora ad usare GELATO. Il sistema ha analizzato il profilo in formato fits restituendo una serie di oggetti dallo spettro similare:
Con grande sopresa (non ho molta esperienza) ho visto che tutti gli oggetti elencati erano supernovae di tipo II. Proprio il tipo che nella tabella sopra dovrebbe avere una vistosa emissione dell'idrogeno alfa. Dove e' finita? Ho capito che arrivera'... ci vuole tempo! Nelle prime fasi dell'evento puo' essere debolissima. Il basso SNR per la scarsa luminosita' del soggetto puo' facilmente mascherarla.

Nel documento "OPTICAL SPECTRA OF SUPERNOVAE", Filippenko A. Astron. Astrophys. 1997. 35: 309-355 (http://ned.ipac.caltech.edu/level5/Marc ... rames.html), si legge circa le supernovae di tipo IIP:

"At very early times, the spectrum is nearly featureless and quite blue, indicating a high color temperature ( 10,000 K). Very weak hydrogen Balmer lines and He I 5876 are often visible"

Questo e' il primo fit restituito da GELATO:
E' basato quasi esclusivamente sull'andamento delle intensita' piuttosto che sulle righe spettrali, comunque il verdetto e' "SN di tipo II". Siccome, come dicevo, la mia esperienza e' limitata, ho preferito non effettuare alcuna segnalazione a parte la notifica sul forum ARAS. Probabilmente poteva essere segnalato mediante follow-up sul CBAT, da capire meglio quando, come e dove.

Due giorni dopo la mia ripresa, il 13 giugno, arriva la conferma da parte di un osservatorio professionale (Keck II): tipo II e similarita' con la vecchia SN1993J, una delle SN nell'elenco restituito da GELATO. Il transiente PSN_20J12262933+3113383 ha finalmente un nome: SN 2013df.

E' notevole aver ottenuto una classificazione corretta a partire da uno spettro con un rapporto s/r abbastanza basso ed un profilo che non mostra vistose caratteristiche spettrali.

Nel giro di qualche giorno il profilo comincia a caratterizzarsi. Arriva anche l'emissione h-alfa, come di consueto molto allargata per la veloce espansione del guscio:
GELATO fornisce ora un fit piu' "sicuro":
Come si vede, quella del riconoscimento SN e' una esperienza molto interessante ed utile. Molto spesso gli spettri presi con il reticolo Star Analyser 100 sono perfettamente idonei a questo tipo di controllo. Sebbene a volte lo spettro grezzo sia assai "eloquente", una buona calibrazione del profilo fornisce un grande valore aggiunto a quanto registrato, per cui e' senz'altro consigliabile applicare tutte le procedure standard per la riduzione dei dati.

Quindi, se per caso trovate una nuova stella in qualche vostra foto, per favore avvertiteci!

Ciao
Paolo

Links:
GELATO web interface: https://gelato.tng.iac.es/

Come sempre un articolo di grande spessore, grazie Paolo!
Personalmente mi sto attrezzando per il debutto con lo SA 100, per ora non è il caso di fare ulteriori spese, in seguito si vedrà. Appena sistemata la coda di lavoro che mi porto dietro inizierò a tira giù qualche spettro e a provare la calibrazione così da testare i vari software. Poi il lavoro sulle SN (almeno quelle più luminose) mi sembra alla portata della mia strumentazione e vorrei dedicarmici con un certo impegno.

Non oso commentare il trattato di Paolo, anche perchè non sono affatto addentro a queste problematiche.
Però qualche riga l'ho letta, il tentativo di avvicinarmi alla spettroscopia c'è, almeno di cominciarci a capire qualcosa...

Confesso che il significato di transiente mi sfuggiva, poi ho letto di stella "nuova", poi mi sono riperso tra le supernove. Alla fine mi è venuto il sospetto che erano la stessa cosa, ma come fa una stella nuova a essere una supernova.
Infine dopo aver consultato il dizionario
Transiente = transitorio
penso finalmente di aver messo a fuoco, "nuova" nel senso di scoperta non nel senso di formazione, in questo caso vecchia, molto vecchia, una decina di miliardi di anni.

riflettendo su questo equivoco tutto mio, (sarò tardo?) mi sono chiesto, ma le novae si chiameranno così per lo stesso motivo? be si dal latino nova = nuova.
Per oggi basta se no fondo!!!

Ma quale "trattato" Edo! Ho raccontato semplicemente la mia esperienza pratica. Capisco che qualcosa puo' non essere completamente comprensibile per chi non e' addentrato nella materia, ma sono qui e posso provare a rispondere, nei limiti delle mie modeste conoscenze, ad eventuali richieste di chiarimento.

Paolo, il reticolo SA100, usato a dovere, e' un strumento in grado di produrre dati scientifici. E' stato ampiamente dimostrato con le due SN in M51 e M101 nel 2011. Quindi non c'e' alcuna spesa da fare se non quella, molto economica, di tipo "intellettuale"!

Ciao ciao
Paolo