Gianni, uno spettro eccellente, complimenti! La spettroscopia senza fenditura richiede un giusto compromesso tra dispersione e dimensione della pfs, se riesci usa sempre questo setup che mi sembra ottimo.

In questi giorni la riga di emissione piu' luminosa dopo l'h-alfa e' quella dell'ossigeno OI sugli 8446A (a ridosso della coppia del CaII 8498 e 8542A). Non so dirti se il livello e' proprio quello, fino a qualche giorno fa comunque non raggiungeva il picco dell'h-alfa. Nella stessa sera anche io ho preso lo spettro IR della nova, appena terminata l'elaborazione degli spettri vediamo se i dati coincidono.

A presto!
Paolo

Paolo grazie per i complimenti, attendo i risultati della tua elaborazione per vedere se l'elevata riga di emissione nel rosso e' stato un mio errore (ma penso di si data la mia inesperienza). Un paio di domande, vorrei sovrapporre gli spettri che ho fatto in questo periodo, esiste qualche tools in Isis o altri sw, oppure si lavora di photoshop? E per l'animazione??
Grazie ancora e ciao a tutti
Gianni

Gianni, sul mio spettro il valore di picco dell'emissione OI e' circa la meta' di quella H-alfa. Da questo pero' non si deduce che il tuo profilo preso con lo Star Analyser 100 sia sbagliato perche' entra in gioco il fattore risoluzione e, cosa non trascurabile, che questa non e' costante lungo tutto lo spettro.

La "forza" di una riga spettrale si misura mediante la "larghezza equivalente" (EW). Il valore massimo (di picco) di una riga non e' un dato significativo perche' si riduce se la risoluzione spettrale e' una frazione importante della FWHM reale della riga o peggiore.

In questo esempio ho simulato una diminuzione del potere risolvente con un filtro matematico (in rosso il profilo originale, in blu quello a piu' bassa risoluzione). Come vedi l'altezza massima e' molto diversa ma la calibrazione del flusso e' corretta per entrambe.
Il confronto tra due righe prese con strumenti diversi (ma anche con lo stesso visto che le condizioni operative possono cambiare) va fatto misurando la larghezza equivalente, in pratica l'area sotto il profilo di emissione. Unico requisito il livello della base del profilo (il continuo) che deve essere normalizzato al valore 1.

Il bello di questa misura e' proprio l'indipendenza (entro certi limiti) dalla risoluzione spettrale. Nell'esempio sopra fornisce lo stesso valore per entrambi i profili (cosa corretta visto che il profilo blu e' diverso solo per la risoluzione). L'area gialla ha la stessa superficie di quella arancione, come dire che la diminuzione di altezza e' compensata dall'allargamento della riga. L'intensita' dell'emissione, ovvero la sua "forza", e' identica.
Quindi, tornando al tuo spettro, per valutare i rapporti di intensita' tra le emissioni OI e H-alfa, ti consiglio di misurare le rispettive EW. Non so come funziona RSpec, immagino che abbia un apposito comando. Altrimenti puoi lavorare con VSpec normalizzando il profilo su un pezzetto di continuo sotto le righe (lo selezioni e dal menu scegli operation->normalize) e misurando la larghezza equivalente EW selezionando la riga e lanciando il comando Spectrometry->Weq (se non ricordo male ci sono tre diverse opzioni che dovrebbero darti valori non troppo diversi).

Chiedimi pure altri dettagli se non e' chiaro come procedere.

Sul mio spettro del 13 settembre ottengo questi valori di EW:
EW OI 8446A = -1020
EW H-alfa = -1556
Il rapporto OI/H-alfa vale 0.66.

Siccome vedo che sul tuo spettro l'emissione dell'OI e' alta uguale ma e' piu' stretta (FWHM), puo' darsi che il rapporto di EW sia similare.

Lo dico alla fine ma in realta' bisogna verificarlo prima di ogni altra cosa: e' importante che sulle immagini il picco dell'h-alfa non sia saturato o compresso verso i 64K ADU in una zona dalla risposta non lineare.

Se queste verifiche falliscono passiamo a valutare l'eventuale problema sulla curva di risposta. In effetti un eventuale errore si vede pochissimo sul continuo mentre una emissione intensa come quella dell'OI canbia letteralmente i connotati.Il concetto si comprende meglio con questo grafico che mostra un paragone con lo stesso profilo moltiplicato per un fattore 1.5x:
Il continuo si solleva appena mentre il picco massimo dell'emissione "decolla"! Comunque vediamo una cosa per volta altrimenti diventa troppo complicato...

Facci sapere!
Ciao
Paolo

Gianni, mi sono accorto ora che non ti ho risposto sull'argomento grafici.
Per il raffronto a 2 profili utilizzo ISIS, menu Gnuplot, sezione "Double plot" in alto a destra. E' semplicissimo, qui puoi vedere un esempio:
I grafici a piu' di 2 profili purtroppo non sono gestiti dall'interno di ISIS ma bisogna usare l'interfaccia Gnuplot. Non so se conosci i relativi comandi, comunque c'e' una specifica pagina sul sito di Christian Buil che riporta un template dove puoi vedere la sintassi.I profili vanno preventivamente shiftati in ordinata aggiungendo una costante in modo progressivo (c'e' un apposita funzione su ISIS).

Anche per le animazioni uso ISIS. Il tool si trova nel menu Misc > Animation. Il sw produce delle gif interpolate davvero accattivanti, pero' e' richiesta la data in JD nell'header fits del profilo altrimenti non funziona. Elaborando gli spettri con ISIS, tutte le informazioni rilevanti (temporali ed altro) passano automaticamente nei campi dell'header (non so dirti di RSpec).

Sia per l'animazione che per i grafici multi-profilo trovi una dettagliata spiegazione in questa pagina:

http://www.astrosurf.com/buil/isis/anim ... ion_en.htm

Ciao,
Paolo

Ciao Paolo, grazie per le tue preziosissime competenti e interessantissime informazioni...per il profilo della Nova e l'elevata riga di emissione nel rosso che ho riscontrato verifico nuovamente tutto il procedimento di elaborazione e l'eventuale sovraesposizione, per la sovrapposizione dei grafici vado a studiarmi ISIS, grazie ancora sei veramente gentile.
Ciao
Gianni Casalnuovo

Figurati Gianni, chiedi pure in modo specifico, forse abbiamo messo troppa carne sul fuoco!

Tornando alle osservazioni della nova... Olivier Thizy ha realizzato una mappa google con la posizione ed il tipo di strumentazione di tutti gli osservatori ARAS coinvolti nella campagna:
(io la definirei la mappa delle "mosche bianche" )

https://mapsengine.google.com/map/edit? ... oNrOzmG6Fc

Europa: Resto del mondo: Anche se non tutti gli spettroscopisti stanno seguendo la nova ed altri che la osservano non fanno parte del gruppo ARAS, la situazione e' abbastanza indicativa di come siamo distribuiti nel territorio. E' curioso vedere che negli USA, dove gli appassionati di astronomia sono numericamente e tecnologicamente molto evoluti, ci siano pochissimi spettroscopisti attivi. Questa, tra l'altro, e' una peculiarita' nota da tempo ed e' stata discussa piu' volte sulle ML oltre confine. Difficile, grazie alla condivisione sul web delle proprie osservazioni, che ci sia un grande numero di amatori operativi ma non attivi sulle principali liste. Infatti quasi tutti, indipendentemente dagli strumenti (costruiti o acquistati) e dai tool utilizzati per la riduzione dei dati, sono iscritti alle poche ML che trattano la spettroscopia astronomica.

Come osservatore ARAS figuro da solo in Italia, ovviamente non l'unico che prende spettri di questa nova! Basta vedere quanti eccellenti profili avete postato qui finora. Peccato che ARAS abbia filtrato gli spettri sopra la risoluzione R 500, altrimenti avrei consigliato a tutti coloro che riprendono per mezzo dello Star Analyser 100 di inviare i propri spettri per la raccolta nel database (non ricordo esattamente la risoluzione degli spettri di Nico e Max, dovrebbe comunque essere R>500, in caso il contributo potrebbe essere accettato). Per dirla tutta, la scelta di non includere spettri con R inferiore a 500 e' stata oggetto di qualche critica in quanto un profilo SA100 correttamente calibrato ha sicuramente una valenza di dato scientifico. Cosi' facendo credo si perdera' l'occasione di archiviare un notevole numero di spettri quando la nova sara' molto debole...

Ciao ciao
Paolo

Circa l'interpretazione del complesso spettro che stiamo osservando fin dal giorno in cui e apparsa la nova, segnalo le pagine curate da Francois Teyssier dove sono riassunte le fasi salienti con i commenti del prof. Shore (un grande esperto di novae). L'astronomo commenta periodicamente l'evoluzione spettrale sulla base delle osservazioni amatoriali (ARAS) e professionali.

http://www.astrosurf.com/aras/novae/Nova2013Del.html

http://www.astrosurf.com/aras/novae/Nova2013Del-2.html

Semplificando, per una nova di questo tipo abbiamo tre periodi significativi a livello di evoluzione spettroscopica:

1) fireball
2) iron curtain
3) nebular

A volte la denominazione "iron curtain", viene piu' genericamente chiamata "transition" ad indicare una fase di transizione tra quella esplosiva iniziale e la fase nebulare.

Tenere sempre a mente che il guscio (shell e ejecta sono altri nomi alternativi) agisce in pratica come un filtro per i fotoni provenienti dalla stella che lo attraversano.

- Fireball stage
Nelle fasi iniziali dell'esplosione la densita' dei gas e' cosi' elevata che lo shell e' completamente opaco alla radiazione della nana bianca. Piu' precisamente la sua opacita' deriva dai gas completamente ionizzati per l'elevata temperatura iniziale (10^8K). I fotoni che attraversano in uscita il guscio di gas non emergono perche' interagiscono con gli elettroni liberi incontrati lungo il cammino (scattering fotone-elettrone).

- Iron curtain stage
Espandendosi, il gas diventa piu' rarefatto. La diminuzione di densita' non e' quasi mai uniforme e si formano dei "buchi" attraverso cui inizia a passare la radiazione luminosa. L'altro importante effetto dell'espansione e' il raffreddamento che, a sua volta, provoca la ricombinazione degli ioni. Il guscio di gas aumenta la sua emissivita' (nello spettro incrementano le righe di ricombinazione) e l'opacita' diminuisce.

La radiazione UV che "filtra" attraverso gli ejecta aumenta di intensita' ma questa progressione ad un certo momento si arresta. Infatti, quando nel processo di raffreddamento i gas raggiungono circa 4x10^4K, appaiono ioni delle specie chimiche come FeII, CrII ed altri che operano una fittissima serie di righe di assorbimento nel range UV da 1000 a 3000A. In questa fase l'opacita' nell'ultravioletto aumenta in modo brusco.

Essendo l'energia totale costante, il sistema ridistribuisce l'eccesso accumulato in assorbimento verso altre regioni dello spettro. Non e' un caso che il momento del massimo assorbimento UV coincida con la massima luminosita' nel visibile e con la formazione, sempre nel visibile, di righe di emissione del FeII.

- Nebular stage
L'opacita' diminuisce ulteriormente e lo shell diventa trasparente alla radiazione ad alta energia (UV). Il guscio e' ormai rarefatto e si trova in uno stato ionizzato grazie alla radiazione proveniente dalla nana bianca (su cui le reazioni nucleari sono ancora accese). I processi in gioco sono solamente espansione, ricombinazione e fotoionizzazione. Oltre le emissioni della serie di Balmer (che saranno molto probabilmente ancora forti) e le righe dell'OI a varie lunghezze d'onda, nella piena fase nebulare dovremmo osservare righe [OIII] e [NII] e righe di specie molto ionizzate come [FeX]. Il tutto su un continuo molto basso o del tutto assente, assai somigliante allo spettro delle nebulose planetarie. Con una simpatica e significativa frase il prof. Shore definisce l'evento nova come una nebulosa planetaria in "fast-forward"!

Interessante l'evento "helium flash" registrato negli spettri presi ieri sera dove si notano aumenti di intensita' e nuove emissioni sui 4923 A e 7065 A (entrambe He I) per l'incremento di ionizzazione degli ejecta:
Una cosi' elevata luminosita' consente finalmente uno studio sistematico anche a noi amatori!

Ciao ciao
Paolo

Grazie Paolo! una spiegazione alla portata anche dei non addetti ai lavori...
Ciao
Gianni