La sera che ho osservato Gam Cas, ho approfittato per acquisire anche lo spettro di Bet Cas di classe spettrale F2III. Come stella di riferimento per la risposta strumentale ho usato sempre la stella Bet Uma(Merak). Da interdersi il tutto sempre con lo stesso setup riportato nel topic "Acquisizione Gam Cas" aperto su questo forum.
Posto il profilo e lo spettro 2D della stella in argomento.

Complimenti Tonino, ottimo spettro! E chi ti ferma piu' adesso? Vedo che hai preso dimestichezza anche con PlotSpectra, un applicativo utilissimo anche per l'analisi dei profili, oltre che per la produzione dei grafici.

Continua cosi', l'esperienza e' una cosa preziosa. Accumulando osservazioni di stelle di classe spettrale variegata (dalle piu' calde alle piu' fredde), potrai mettere insieme i profili per produrre un grafico di grande valore didattico.

Con stelle di questa classe spettrale (F2) puoi senz'altro provare a stimare la temperatura superficiale. Prova a misurare la lunghezza d'onda del punto del profilo che raggiunge la massima intensita'. Puoi semplicemente misurare la regione piu' intensa fra le righe H-delta e H-epsilon oppure trovare il massimo sul continuo smoothed ottenuto con la apposita funzione di VSpec per punti "Radiometry -> Compute continuum" come in questo esempio (hai gia' usato in passato questa modalita'):
Ricorda che per la fase di smussamento, il continuo deve passare sopra gli assorbimenti e non deve tagliarli. Per chiarezza guarda qui il caso di Vega, il continuo e' rappresentato dalla curva in rosso: download/file.php?id=11334&mode=view

Leggi il valore di lunghezza d'onda a cui corrisponde la massima intensita' e calcola la temperatura della fotosfera con la formula: T = 29000000 / lambda. Una inevitabile approssimazione e' data dalla presenza delle due profonde righe dell'idrogeno (h-delta, h-eps) che disturbano la zona del massimo.

Facci sapere!
Paolo

Ti ringrazio tantissimo Paolo. Le tue parole sono di un incentivo che neanche immagini.Quando poi dai anche le formule vado in fibrillazione super eccitante.
NB: Se non era per Umberto i grafici li facevo ancora a mano quasi:)

Dunque andando ad applicare la formula indicata viene fuori una temperatura superficiale di 7193,90 K. Andando a vedere le caratteristiche di Bet Cas su wikipedia noto una temperatura media di 6825 K. O c'è un'altra fonte dove sono riportati questi dati?

Esatto Toni, adesso ti metti a calcolare anche la temperatura di una stella! Sei imprevedibile, un astronomo mancato!
Un saluto. Umberto

Ciao Tonino, e' un bellissimo risultato! Hai applicato la legge dello spostamento di Wien, ti prego di tenere sempre a mente i limiti di una stima fatta in questo modo. Le stelle infatti non si comportano esattamente come un "corpo nero" (concetto teorico), inoltre nella zona in cui il continuo sembra raggiungere il massimo, sono presenti delle profonde righe (idrogeno, calcio) che rendono difficile la valutazione. Fra l'altro sono allargate per il basso potere risolvente, di conseguenza impattano su una zona del continuo ancora piu' ampia.

Per la temperatura superficiale ci sono tante fonti. Molto spesso anche in contrasto fra loro. Se prendiamo wikipedia, trovi differenze solo cambiando la lingua:

-> wiki italiano: Beta Cas, tipo F2IV, Teff 6825 K
-> wiki inglese: Beta Cas, tipo F2III, Teff 7079 K
-> wiki francese: Beta Cas, tipo F2III-IV, Teff 6700 K

Si tratta di informazioni che puntano a documenti diversi. In questo campo e' abbastanza normale che vi siano differenze del genere, devi abituarti! Uno dei servizi del Vizier tiene traccia delle varie classificazioni spettrali che lo stesso soggetto presenta nel tempo (secondo vari lavori professionali), consultandolo potrai vedere quante volte la stessa stella ha cambiato sottoclasse, classe di luminosita', ecc. Nota che nella maggior parte dei casi i cambiamenti sono dovuti ai diversi metodi d'indagine, non parliamo cioe' di stelle le cui caratteristiche spettrali cambiano effettivamente nel corso degli anni (come le peculiari, variabili).

Per le temperature uso spesso questa tabella (supporto per corsi di astronomia presso la University of Northern Iowa) che divide le stelle anche per classe di luminosita':

https://sites.uni.edu/morgans/astro/cou ... temps.html

Per le stelle giganti non c'e' la classe F2 ma la Teff e' molto vicina a quella delle supergiganti (I), al contrario di quella relativa a stelle di sequenza principale (V). Se prendiamo la F2 nella sezione Supergiants (I), rileviamo una temperatura di 7200 K. Comunque anche la Teff del wiki inglese e' un valore vicinissimo a quanto hai potuto misurare.

Direi che l'esperienza e' pienamente riuscita, complimenti!

Paolo

Questo che posto è un'altro profilo della stella Del Cas di classe spettrale A5IV che è anche una binaria a eclisse. Stesso setup delle precedenti e stessa stella di riferimento. Rispetto a Bet Uma mi sembra che le righe di Balmer siano più accentuate. Che significa?

Del cas

Complimenti per quest'altra bella osservazione Tonino!

Rispetto a Bet Uma mi sembra che le righe di Balmer siano più accentuate. Che significa?

Che la stella e' piu' calda. Le righe della serie di Balmer hanno la massima intensita' in stelle di classe A0 la cui temperatura superficiale misura poco meno di 10000 gradi Kelvin. Attenzione perche' salendo ancora di temperatura (spostandosi verso le classi B e O), la loro intensita' comincia nuovamente a scendere.

Ogni elemento presente nel gas, in base alla sua struttura atomica, ha una temperatura che massimizza la "forza" delle righe. Nel grafico sotto puoi vedere, per una serie di elementi/stati (tra cui l'idrogeno H), come cambia l'intensita' delle righe con la temperatura del gas.

https://sites.ualberta.ca/~pogosyan/tea ... g17_12.jpg

Se vuoi approfondire un po', devi tenere in considerazione la struttura atomica dell'idrogeno e il principio secondo cui avvengono gli assorbimenti (o le emissioni) della serie di Balmer.

https://en.wikipedia.org/wiki/Hydrogen_ ... itions.svg

Nell'atmosfera stellare, quando gli atomi di idrogeno assorbono un fotone (proveniente dagli strati sottostanti), gli elettroni devono essere nel secondo livello energetico per produrre una riga di assorbimento nel visibile (hai visto dal modello sopra che le altre serie, Lyman e Paschen, assorbono nell'UV e nell'IR). Qui entra in gioco la temperatura che in un gas, parlando in generale, ha influenza su quanti elettroni si trovano in determinati livelli energetici.

Nel caso dell'idrogeno, il numero di atomi con elettroni che si trovano nel secondo livello energetico e' massimo (non il totale, si tratta di una frazione) alla temperatura di circa 10000K. Se l'atmosfera si trova a temperatura piu' bassa, gli elettroni sono meno "eccitati" e una grande frazione di atomi ha l'elettrone nel livello energetico fondamentale (non producono righe della serie di Balmer). Se la temperatura e' piu' alta, molti elettroni occupano un livello superiore al secondo (anche da questi atomi niente Balmer). Incrementando ancora la temperatura, gli atomi di idrogeno arrivano a perdere l'elettrone diventando cosi' ionizzati.

Ricapitolando, classe A0 e temperatura vicina a 10000K -> massima intensita' delle righe di Balmer. Classi F,G,K... e conseguenti temperature inferiori -> diminuzione progressiva dell'intensita' delle Balmer per atomi non eccitati. Classi B, O e conseguenti temperature superiori -> diminuzione progressiva dell'intensita' delle Balmer per atomi eccessivamente eccitati o ionizzati.

Ti ho riportato un quadro estremamente semplificato. Non sono un astrofisico e non sono in grado di approfondire ulteriormente. So solamente che per quanto ho descritto ci sono delle formule, le equazioni di Boltzmann e Saha, per calcolare il numero di atomi che si trovano un un determinato stato di eccitazione e ionizzazione rispettivamente.

Ultima cosa, visto che siamo in tema... la temperatura delle fotosfere stellari oggi si misura sulla base delle righe spettrali (non sul massimo del continuo), utilizzando i rapporti di intensita' fra righe di diversi elementi. Servono pero' spettrografi a fenditura di un certo potere risolvente. Nota che la tua delta Cas e' troppo calda per poter usare il metodo dello spostamento di Wien (la formuletta che abbiamo visto con beta Cas). Alla temperatura di una A5 il massimo cade nell'ultravioletto, dove la luce e' pesantemente filtrata dall'idrogeno neutro. Mettiamoci anche che la nostra atmosfera, i normali vetri che deve attraversare la luce per giungere sul sensore e l'efficienza UV bassa o nulla dei nostri sensori, fanno si' che in queste regioni spettrali non venga registrato alcun segnale.

Paolo

Interessante, ho provato con uno spettro di Sirio ma la temperatura che ho rilevato è di 6300k cntro i 9300/9600 che ho visto su Wiki,ma non credo di aver capito bene come si calcola