QUASAR

Gli amici francesi Yolande Buchet e Gérard Martineau qualche giorno fa hanno preso uno spettro a bassa risoluzione della stella HD 9878 utilizzando uno strumento a bassa risoluzione (Lisa). La stella, di magnitudine V 6.7, e' classificata su Simbad di tipo B7V.

Osservando attentamente il profilo, hanno notato che la riga di assorbimento h-alfa era "stranamente" poco marcata. Nel suo profilo ingrandito hanno notato anche una leggera elevazione al centro dell'assorbimento. Questi elementi hanno suggerito la presenza di una componente in emissione.

Una stella di questo tipo che esibisce una riga dell'idrogeno in emissione e' possibile rientri nella tipologia delle Be. Da un controllo sui vari database professionali, ne' la natura Be, ne' quella in emissione sono pero' menzionate. Di seguito il risultato dell'interrogazione nel database Vizier in cui non ci sono riferimenti allo stato in emissione:
Questo significa che gli astrofili sono probabilmente i primi a identificare la particolare natura di questa stella.

Dato che la caratteristica spettrale non e' perfettamente visibile in uno spettro a bassa risoluzione come quello ottenuto con il Lisa, gli osservatori hanno chiesto (sul forum ARAS) una conferma utilizzando uno strumento con maggiore potere risolvente.

La sera del 10 novembre ho avuto modo di osservare la stella. Lo spettro preso con il hires III e reticolo da 1200 l/mm (R~6000) mostra molto chiaramente la presenza di una componente in emissione a doppio picco:
Un profilo del genere si osserva molto di frequente negli spettri di stelle Be, dove lo sdoppiamento e' dovuto alla rotazione di un disco gassoso circumstellare. Un lato del disco recede, l'altro si avvicina, Per effetto Doppler i relativi picchi di emissione sono spostati verso il rosso e verso il violetto rispettivamente.

Con lo spettro in media risoluzione e' possibile ricavare la velocita' di rotazione osservata del disco. Questa differisce dalla velocita' vera in quanto non sappiamo quanto e' inclinato il sistema rispetto alla nostra visuale. Per questo il valore che si ricava e' definito v*sen(i), dove i e' l'inclinazione dell'asse polare della stella rispetto alla linea di vista con l'osservatore.

(fonte Wiki) Di seguito il profilo in funzione della velocita' radiale la cui origine coincide con la posizione a riposo della riga h-alfa (6562.797A). Sono segnate le velocita' corrispondenti ai due picchi violetto e rosso che ho misurato essere pari a -106 Km/s e 90 Km/s. Ne consegue che la zona gassosa emittente, nell'ipotesi di un disco circumstellare, ruota con una velocita' v sen(i) = (106+90)/2 = 98 Km/s.
Le osservazioni verranno incluse nell'apposita pagina del database ARAS (http://www.astrosurf.com/aras/be_candid ... idate.html) che gia' contiene un certo numero di casi analoghi in attesa dell'analisi da parte di uno specialista. I requisiti che una stella deve avere per essere classificata Be sono molti e solo un esperto professionista potra' stabilire l'appartenenza della stella alla categoria delle Be, delle B[e] o, piu' genericamente, a quella delle "Emission stars".

Per chi vuole leggere il topic originale ARAS:
http://spectro-aras.com/forum/viewtopic.php?f=6&t=1602

Paolo

Complimenti ai nostri amici francesi che io e Paolo conosciamo anche di persona.Umberto

Ciao a tutti
Riporto due profili di HD 9878 a bassa risoluzione ripresi con SA100.

La differenza tra i due è solo nell'ottica utilizzata. Ambedue sono stati ripresi con un CCD Starlight MX716 con la stessa distanza tra sensore e reticolo.
Il primo è stato ripreso con MAK 127. E' poco evidente la riga Hα e più marcata la Hβ e molto marcate le altre che convergono verso il limite di Balmer. Più che normale data la notevole sensibilità di questo CCD verso il viola come evidenziato da Fulvio Mete nel suo sito.
Preprocessato con sottrazione dell'offset di fondo cielo, normalizzato nel continuo e calibrato in lunghezza d'onda. Data la bassa risoluzione non si nota alcuna anomalia nelle righe di assorbimento (almeno io non noto nulla).
Il secondo profilo è stato ripreso con Newton 200 F5 ed è stato usata la stessa stella della libreria di Vspec per la calibrazione in lunghezza d'onda.
La riga Hα è sempre poco marcata, la riga Hβ ha una cuspide ma credo sia un artefatto in quanto alla bassa risoluzione raggiunta dallo SA100 (qui siamo a 13 Å/pixel di dispersione) non penso si evidenzi rientro al centro della riga di assorbimento. Quello che non so spiegarmi è che, nonostante abbia rifatto la calibrazione più volte e usando riferimenti diversi (l'immagine di ordine zero e le due righe Hβ e Hα), la riga Hβ non si trova dove dovrebbe....

Fabrizio

Bravissimo Fabrizio! Teniamo conto che si cerca un particolare gia' ostico a bassa risoluzione con spettrografi come l'Alpy e il Lisa. Con lo SA100 e' ancora piu' difficile.

Comunque hai correttamente notato "La riga Hα è sempre poco marcata" ed e' quello il "messaggio" importante... Queste risoluzioni non permettono di vedere il picco al centro dell'assorbimento (attenzione, anche con risoluzioni maggiori e' al momento evidente solo nella riga h-alfa, nella h-beta e' sicuramente rumore) ma te ne rendi conto perche' la riga di assorbimento tende a sparire. E' notevole che si riesca ad apprezzare anche nel tuo spettro. Potresti averne conferma sicura riprendendo un'altra stella di tipo spettrale simile alla HD 9878, B7V, e confrontando i profili proprio come hai fatto con quello di libreria. Senza alcuna componente in emissione, la riga h-alfa appare un po' piu' profonda e marcata.

Riguardo le righe h-beta e inferiori, secondo me sono meglio visibili non per la maggiore sensibilita' al violetto della camera ma perche' si combinano almeno tre fattori:

- minore intensita' intrinseca dell'assorbimento h-alfa rispetto alle altre righe (vedi sotto il profilo con il continuo normalizzato)
- posizionamento della riga h-alfa su un continuo di bassa intensita' (nel grafico si schiaccia)
- messa a fuoco maggiormente curata sulle lunghezze d'onda minori
Per il problema della calibrazione in lunghezza d'onda puo' darsi che sia dovuto alle righe spettrali non ben definite nello spettro con il Newton per la presenza di un elevato rumore. Considera che se "agganci" una lunghezza d'onda ad una fluttuazione di rumore anziche' alla riga di assorbimento, il software lavora con un polinomio sbagliato e ti ritrovi con le righe in posizione diversa. Lo spettro con il Mak e' senz'altro migliore e potrebbe mostrare, secondo me, che la riga h-alfa e' "anomala" per la presenza della componente in emissione (che non si riesce ad apprezzare). Complimenti!

Paolo

Fabrizio, ottima osservazione!.Il profilo fatto con il newton evidenzia appena l'indice di entrata in emissione dell'h-alfa per la mancanza dell'assorbimento, come giustamente dice Paolo. Potresti tentare di allungare ancora un pò la distanza tra l'SA 100 e la camera,sempre che il cielo di Roma lo permetta.Umberto

Confermo quello che dice Umberto. Un miglioramento consiste nell'allungare lo spettro sul piano focale. Se ci fai caso, la distanza tra due punti successivi dei tuoi profili e' abbastanza elevata. Siccome VSpec adotta lo stesso campionamento su qualunque spettro si metta a confronto, anche lo spettro di libreria che affianca i tuoi spettri presenta gli stessi campioni (pochi).

Provo a spiegarmi meglio mostrandoti lo stesso profilo in due versioni: normale e con un numero di campioni ridotto. Considerala una simulazione di un profilo ottenuto da uno spettro di lunghezza opportuna (che prende cioe' un grande numero di pixel lungo l'asse della dispersione) e uno ottenuto da uno spettro troppo corto.

Spettro normale:
Spettro "corto":
Per completezza Umberto potrebbe dirti quanti pixel nel frame ci sono tra la riga h-alfa e h-beta nei suoi spettri (gloriosi) presi dopo aver ottimizzato lo SA100. Confronta poi questo numero con cio' che misuri nei tuoi spettri. Mi aspetto una grande differenza. Nota che il problema della calibrazione non ottimale, specie con il Newton, e' senz'altro legato anche al sottocampionamento. Con pochi campioni le righe non sono definite con precisione. Ho fatto anche qui una simulazione con VSPec, nota come cambia la lunghezza d'onda del minimo dell'assorbimento e considera che si tratta dello stesso profilo ma con diverso campionamento:
Se vuoi approfondire possiamo aprire un topic dedicato (l'argomento merita).

Paolo

Ciao a tutti.
Umberto e Paolo, grazie per i complimenti ma grazie soprattutto dei consigli
senza i quali a volte degli ostacoli sembrano insormontabili.

Il Mak sembrerebbe lavorare meglio ma potrebbe essere solo perchè, per la
minore apertura 3" in meno rispetto al Newton, risente meno del seeing negativo.
Di contro il Newton da 8" in virtù dei 3" in più permette di abbreviare i tempi di esposizione diminuendo l'effetto del seeing stesso. ma anche qui è tutto da vedere.

Riguardo alla dispersione e distanza reticolo-sensore : il discorso è senz'altro
interessante e degno di essere approfondito. Ho fatto riprese anche portando la dispersione a 2,7 A/pixel. Certo, è peggiorato il s/n e andrebbe tutto ottimizzato.
Ovviamente occorre anche fare i conti con le dimensioni fisiche del sensore CCD.

A questo proposito mi sfugge il perchè si debba riprendere anche l'immagine di ordine zero per doverla usare poi solo per la calibrazione in lunghezza d'onda quando questa si può fare anche sulle righe di Balmer dell'idrogeno. Ovviamente laddove il target esaminato lo consente.

Se Umberto riesce a recuperare il dato citato da Paolo (distanza in pixel tra Ha e Hb) mi farebbe molto comodo per poter ottimizzare la dispersione senza dover fare un'infinito numero di prove.
Grazie di nuovo.
Fabrizio

Salve Fabrizio, la distanza in pixel dalla H-alfa all'H-beta e di 260.Allego un frames jpg, esposizione 3sec, della Nova Delfino osservata in data 17-08-2013.Umberto