Benissimo grazie Paolo!
Saluti Tonino

Ciao Paolo, ora che prendo spettri con l'Uvex3 per calcolare la Vr è sempre valido quanto esposto da te precedentemente?
Tonino

In attesa che il tempo dia possibilità di giocare con il tele, ho trovato una formuletta che permette di calcolare la temperatura del gas circumstellare attraverso l' FWHM:

T= 1.968 1012 (FWHM)2 / λ02

Ho provato quindi sulla Be GP Vir e in particolare sull'Halpha. Ora GaiaDR2 riporta su questa stella una Teff di 8868.67 K e il valore ricavato dalla formuletta per il gas circumstellare è di 5.528 K. Vi sembra fattibile un risultato simile?. GP Vir è una stella di classe B3III quindi con una temperatura della fotosfera tra 30000-10000K se non erro. Accetto volentieri tutte le correzioni del caso. Posto anche il profilo elaborato che ho già pubblicato.
Saluti
Tonino

Ciao Tonino,
lo vedi da te che il risultato non sembra molto verosimile.
Dovresti citare i riferimenti bibliografici dove hai trovato la formula per cercare di capire il contesto ed i limiti di applicabilità della stessa. A prima vista mi sembra inoltre che tu non abbia preso in considerazione la FWHM (strumentale) del tuo sistema. Per capirci pensa solo a cosa verrebbe fuori dalla formula, usando la FWHM ripresa a bassa risoluzione con l'SA100.
Saluti
Lorenzo Franco

Grazie Sig.Lorenzo. Sono contento che ha puntualizzato la cosa. Cercherò di illustrare meglio come ho proceduto. Lo spettro di GP Vir l'ho acquisito con l'UVEX3 con un reticolo da 300L/mm. Ho dimenticato di menzionarlo e non mi sembrava opportuno aprire un'altra discussione apposta per questo strumento.Forse è il caso di farlo. La formula l'ho ripresa dal libro "Spectroscopy the key to the stars" alla pagina 60 al capitolo "Come si determina la temperatura del gas" a pag.59. In effetti volevo provare a calcolare FWHM corretta dalla formula
FWHMcorr=(FWHM2observed - FWHM2instrument)1/2

ma non riesco a capire che valori devo utilizzare. Comunque era per vedere un pò cosa riuscivo a tirare fuori da questo strumento con una risoluzione un pò più alta del SA100. UVEX3 con il reticolo da 300L/mm ha una R di circa 800.
Saluti
Tonino

Ciao Tonino,
la formula (FWHMcorr) non è altro che la somma in quadratura degli errori casuali. Per dirla in altri termini è praticamente il teorema di Pitagora. I valori observed e instrument sono rispettivamente il valore della FWHM misurato sulla stella (es: riga Halfa) mentre il secondo (instrument) si riferisce a quello strumentale, misurato ad esempio su una riga della lampada di calibrazione con lunghezza d'onda simile.

Saluti
Lorenzo Franco

Grande Lorenzo! Grazie! Appena ho un pò di calma sicuramente proverò a calcolarla.
Saluti
Tonino

Ciao Tonino, sempre appassionato e curioso di tutto! Cosi' si fa!

Io credo che il libro da cui hai preso la formula non sia una guida pratica/osservativa ma riporta delle nozioni di astrofisica. Una riga spettrale si allarga per diversi motivi, non solo per la temperatura. Avviene infatti anche per la microturbolenza, la pressione del gas, l'interazione dei campi elettrici, ecc. Senza contare l'ulteriore allargamento (che puo' essere molto piu' grande degli altri) se l'inviluppo di gas e' in rotazione (come i dischi delle stelle Be).

Ogni componente ha la sua formula che descrive in che modo si allarga la riga (anche secondo geometrie diverse), dovresti tenere conto di tutto se vuoi fare una valutazione corretta.

C'e' un'altra cosa importante, parli di gas circumstellare. Nel caso della stella che hai osservato, la riga di emissione h-alfa si genera nel disco circumstellare, ovvero una regione esterna alla stella. Perche' confrontarlo con la "Teff" della stella che fa riferimento invece alla sua superficie (fotosfera)?

Paolo