Marco, non devi preoccuparti perche' con normali condizioni meteo lo spettro sara' abbondantemente sopra le "minime" richieste. La tua e' invece una esperienza molto interessante perche' tratta a livello pratico il discorso delle specifiche richieste dalla campagna osservativa. Ora abbiamo i numeri, quindi possiamo fare una misura per capire dove si trova il limite di SNR. Siccome il rumore in un profilo e' ben apprezzabile ad occhio, sono certo che con un po' di esperienza non servira' neanche misurarlo ma capiremo se lo spettro e' ok con una rapida occhiata.
Il rapporto s/r (SNR) e' calcolato sia con ISIS che con VSPEC. Credo valga la pena di ricordare che il tratto di profilo in cui si effettua la misura deve essere orizzontale e deve essere privo di righe spettrali (occhio alle telluriche nei pressi della h-alfa!). Se non sono soddisfatte queste due condizioni il SNR viene sottostimato.
La campagna e' molto inteerssante e spero che anche Nico e Massimiliano si uniscano al gruppo di osservatori. Il soggetto e' comodamente osservabile in questo periodo fin dalla prima parte della serata. Come giustamente dici, Marco, il maltempo e' il principale problema, quest'anno accentuato in modo incredibile. Oltre a impedire una ripresa di esposizione sufficiente, il passaggio continuo di fronti rende agitata l'aria provocando un forte peggioramento del seeing. pi Aqr e' abbastanza luminosa ma richiede una corposa integrazione perche' l'emissione non e' forte (il massimo e' circa 1.4 su un continuo pari a 1). In presenza di turbolenza atmosferica il rapporto s/r puo' deteriorarsi moltissimo sia perche' l'immagine stellare e' piu' grande, sia perche' la sua posizione oscilla rispetto alla fenditura. Entrambe le situazioni provocano un drastico calo di luce che entra nello spettroscopio.
Approfitto della tua segnalazione per spendere due parole sul parametro V/R che, assieme alla "larghezza equivalente" (EW), la FWHM e la FWZI, caratterizza una riga spettrale.
La caratteristica dominante dello spettro delle stelle Be (alla cui famiglia appartiene pi Aqr) e' il doppio picco della riga di emissione h-alfa. Ne abbiamo parlato anche qui sul forum:
viewtopic.php?f=22&t=2589
Quasi mai il doppio picco e' perfettamente simmetrico e cio' si pensa derivi da una non uniformita' del disco circumstellare di gas e polveri. Possono infatti formarsi degli addensamenti che evolvono e si muovono con moti di precessione attorno alla stella con un periodo che di norma non e' correlato con quello di rotazione della stella o di rivoluzione attorno al centro di massa se si tratta di un sistema binario o multiplo. Alcuni sistemi pero' fanno eccezione, ad esempio la 4 Her in cui le oscillazioni dei due picchi sono sincronizzate con il periodo di rivoluzione.
Uno degli oggetti di studio in questa campagna e' appunto la ricerca di una periodicita' delle variazioni osservate nel profilo H-alfa. Il parametro piu' adatto allo scopo e' il rapporto V/R dove V e' l'intensita' della componente spostata verso il violetto e R quella della componente spostata verso il rosso. Entrambe sono misurate rispetto al livello del continuo. V/R = 1 indica un profilo simmetrico, Per V/R diverso da 1 il valore del rapporto fornisce il grado di asimmetria.
Definizione di V/R (fonte:
http://www.astrosurf.com/buil/us/spe2/hresol7.htm)
L'andamento nel tempo del parametro V/R viene analizzato in questa campagna osservativa con la Discrete Fourier Transform (DFT) al fine di verificarne la periodicita'. Le osservazioni precedenti (2004-2012) hanno permesso di verificarla ed e' stato trovato un periodo di 84.2 giorni con variazione sinusoidale. Il valore e' molto simile al periodo orbitale del sistema pari a 84.1 g. In pratica sembra che l'andamento V/R sia sincronizzato con il periodo orbitale. Il seguente grafico mostra gli attuali risultati del monitoraggio:
Oltre V/R vengono studiati, per pi Aqr, anche altri parametri come la larghezza equivalente EW sempre della riga h-alfa e, grazie a sofisticati strumenti elaborativi che analizzano i profili "modellati" dalla velocita' radiale (Doppler tomography - Marsh & Horne 1988), si riesce a ricostruire la struttura del disco attorno alla stella primaria. Secondo questa analisi e' presente un addensamento (bright extended spot) alla periferia del disco circumstellare, lato secondaria.
Il bravissimo Ernst sta svolgendo un eccellente lavoro, sia per questa che per numerose altre campagne osservative! Siamo fortunati a poter lavorare con lui.
Paolo
lo spettro è stato valutato troppo rumoroso per poter calcolare in modo affidabile la V/R e EW. Devo stare sopra 120-150 di SNR attorno al picco di H alpha.
