Grazie Umberto, la componente in emissione e' ben visibile anche nel tuo spettro. Nel frattempo ho avuto modo di osservare di nuovo la stella con un potere risolvemte superiore. Ho impiegato il reticolo da 1200 l/mm (R~6000). L'emissione e' ancora piu' evidente e la sommita' appare sdoppiata, una caratteristca molto comune delle stelle Be dovuta al disco equatoriale in rotazione.
Ci sono alcuni requisiti che la stella deve soddisfare per essere considerata di tipo Be. Tra i piu' importanti abbiamo:
- tipo spettrale O, B, A
- una o piu' righe di Balmer in emissione (solitamente h-alfa)
- classe di luminosita' da III a V (non supergigante)
- eccesso di infrarosso (entro un certo limite)
L'eccesso di infrarosso e' dovuto alla presenza del disco equatoriale di gas e polveri. Puo' essere stimato con la differenza di magnitudine in banda H e K. Per le Be e' indicato il valore "normale" H-K compreso tra -0.1 e +0.5. Le magnitudini della HD 184061 sono su Simbad e la differenza H-K vale +0.033, un valore compatibile.
Per la stella in esame, la classe di luminosita' (cioe' quanto e' grande la stella), non e' riportata su Simbad (per il tipo spettrale e' indicato A0). L'unica informazione nello storico (info CDS) si trova in un documento del 1985 di Helmut A. Abt, "Visual multiples. VIII. 1000 MK types", redatto sulla base di osservazioni eseguite al Kitt Peak Observatory con lo scopo di integrare i cataloghi di stelle doppie con informazioni spettroscopiche e fotometriche. Gli spettri, prodotti su lastre fotografiche Kodak IIa-O, hanno una risoluzione di 2.6A. In questo lavoro la stella HD 184061 e' stata classificata come B9.5IV-V, collocabile quindi tra nana e subgigante.
Per curiosita' ho provato a prendere lo spettro di righe sensibili alla classe di luminosita' (Balmer e righe metalliche nella zona h-gamma/h-delta), per vedere se si riusciva a stimare la dimensione della stella.
Ogni classe spettrale ha degli specifici indicatori, in questo caso ho utilizzato il seguente schema di R. O. Gray che si riferisce alla classe A0. Sono indicate le righe che cambiano a seconda di quanto e' grande la stella. Gli assorbimenti Fe II 4233, Si II 4128-30, blend Fe II/Ti II 4172-8 aumentano spostandosi verso la categoria delle supergiganti mentre le righe di Balmer diminuiscono di intensita' (EW).
da:
https://ned.ipac.caltech.edu/level5/Gray/Gray12.html
Questi sono gli spettri, presi con il Lhires III 1200, della HD 184061 e di Vega (A0V), normalizzati e riscalati piu' o meno nello stesso modo del template di Gray:
Non sono esperto ma sembra che il profilo della sospetta Be sia piu' simile agli ultimi due in basso (A0V e A0III), ad indicare che la classe di luminosita' e' probabilmente compresa tra III e V. Questo sarebbe abbastanza in linea con la classificazione di Helmut A. Abt (IV-V) e soddisfa il requisito per la classificazione nella tipologia delle Be.
Ai tempi dell'osservazione professionale (antecedente al 1985) e' probabile che la stella non mostrava righe in emissione come oggi. Alla risoluzione spettrale impiegata (2.6A, R~2500 nella regione H-alfa), l'emissione sarebbe stata molto probabilmente osservata e registrata nel documento (come fatto ad esempio per la HD 85860, classificata B4Vne).
Concludo segnalando il database di Thierry Lemoult che raccoglie gli spettri amatoriali delle sospette Be:
http://www.astrosurf.com/aras/be_candid ... idate.html
Se vi capita di fare una esperienza simile alla mia oppure di trovare "sospette" Be a seguito di osservazioni sistematiche (interessante campo di ricerca, alcuni spettroscopisti hanno automatizzato le riprese), vi consiglio di scrivergli. Thierry e' in contatto con gli astronomi che gestiscono il progetto BeSS, mi ha detto che sono entusiasti delle nostre attivita' di ricerca e quanto prima passeranno in esame la lista delle sospette Be.
Paolo
Luna Nuova di Ottobre.
