QUASAR

Grazie e complimenti Umberto, mi hai fatto un bel regalo di Natale! La stella e' proprio quella che hai osservato (vedi immagine sottostante), tu dici che anche con SA100 probabilmente si riuscirebbe ad evidenziare le linee di assorbimento. Allora sbaglio qualche cosa...ho ripreso 10 immagini di 120s (ovviamente a fuoco sullo spettro, precedentemente avevo provato con una stella di classe A e si vedevano benissimo le linee) e poi fatto lo stack con Astroart metodo sigma (somma), ma non riesco a vedere nulla...forse i miei tempi sono troppo bassi? vedo che tu hai fatto 10 pose da 360s...il mio set up e' il seguente: SA100, Orion 300 f4 CCD Mag Z-9. Una domanda che strumento hai usato?

Lorenzo, grazie per i chiarimenti gentilissimo ed esauriente come sempre.

Ciao e grazie ancora a tutti
GB Casalnuovo

Per le due variabili GSC 01275-01031 e UCAC4 457-001970 aggiungo i rispettivi modelli 3D preliminari. Ricordo che la prima è una stella binaria a contatto di tipo EW mentre la seconda è una binaria ad eclisse EA di tipo Algol. I grafici mostrano il modello preliminare ed il fit con i dati osservati. Il modello è stato ottenuto con Binary Maker 3.

Saluti
Lorenzo Franco

Ciao a tutti e complimenti per l'ottimo lavoro che state svolgendo.
Vorrei chiedere se il fatto, sottolineato da Lorenzo, che la stella presenti un profilo del continuum abbastanza diverso da quello di una F2V possa dipendere proprio dal fatto che avendo Umberto usato una stella del catalogo di Miles per la calibrazione in intensità.
Umberto infatti ha ottenuto il profilo come lo vediamo da Terra, quindi con il relativo arrossamento e non quello teorico dearrossato.

O forse ho capito male io la questione?

Fra l'altro Lorenzo, poiché mi reputo piuttosto ignorante in materia, mi piacerebbe sapere qualcosa di più sul metodo che hai usato per classificare la stella in oggetto con una F2V e più in generale come si possano classificare spettralmente le stelle a partire dai nostri spettri.

Grazie

Nico

nico ha scritto:che la stella presenti un profilo del continuum abbastanza diverso da quello di una F2V possa dipendere proprio dal fatto che avendo Umberto usato una stella del catalogo di Miles per la calibrazione in intensità.
Umberto infatti ha ottenuto il profilo come lo vediamo da Terra, quindi con il relativo arrossamento e non quello teorico dearrossato.

In effetti potrebbe dipendere proprio da questo. Ho verificato con il servizio IRSA che l'arrossamento stellare in quella zona di cielo è piuttosto elevato E(B-V)=0.3894.

nico ha scritto:mi piacerebbe sapere qualcosa di più sul metodo che hai usato per classificare la stella in oggetto con una F2V e più in generale come si possano classificare spettralmente le stelle a partire dai nostri spettri.

Disponendo solo dell'immagine dello spettro ho fatto solo una verifica "ad occhio" con gli spettri di riferimento delle stelle di tipo F e quelle di tipo G per vedere quale tipo corrispondesse meglio alle righe di assorbimento della stella osservata.
Per farla meglio occorrerebbe disporre del profilo spettrale osservato, applicargli il de-arrossamento e poi confrontarlo con il profilo spettrale delle stelle di riferimento dei cataloghi. Lascio comunque la parola a Paolo sull'argomento.
Ciao
Lorenzo Franco

Salve, Givanni Batista,i reticoli diffrattivi (tipo Star Analyser 100),hanno un notevole vantaggio di raccogliere tutta la luce della stella.Non sono consigliabili però per magnitudini superiore a 8.
Cosa che non succede con la fenditura soprattutto se la guida lascia a desiderare per cause meccaniche o a causa di una forte turbolenza atmosferica.
Nel caso di questa variabile io ho perso molta luce a causa della difficoltà che ho incontrato nel tenere la stella continuamente in fenditura.
Avrei dovuto integrare di più, ma è giunta un pò di foschia che ha compromesso la guida.
Guidare una stella di magnitudine 11,74 è molto impegnativo per l'elettronica della montatura poichè c'è necessità di aumentare il tempo di lettura della camera guida altrimenti non vede la stella e di conseguenza meno correzioni con frequenti uscite dalla fenditura.
Cosa che non succede con i retcoli a diffrazione.
Lo Star Analyser 100 devi posizionarlo a circa 10-12 cm più o meno dal sensore del ccd, in modo da ottenere una buona dispersione ed un allungamento dello spettro, sfruttando al massimo le dimensioni del cip cercando di posizionare sia l'ordine zero che l'ultima riga atmosferica in prossimità dei bordi laterali del frame.
Quando usavo lo Star Analyser 100 io ho avuto il vantaggio della Sbig 8300M che avendo un sensore grande mi permetteva di allungare lo spettro ottenendo un buon compromesso tra dispersione e risoluzione.
Per rendere meglio l'idea, allego un frame dove si vede la nova delfino 2013.
I tempi di ripresa usati da te effettivamente sono troppo bassi, tieni presente che anch'io riprendo a f/5.
A Nico voglio dire che non ci può essere un così forte arrossamento su questa stella da modificare eccessivamente il continuo poichè quando l'ho osservata si trovava quasi allo Zenit, anche se in questa zona l'indice di arrossamento è intorno a 0.3894 come verificato da Lorenzo, ma questo indice sembra essere sempre di massima.
Viene da chiedermi, allora tutte le BE che ho osservato in questa porzione di cielo dovrebbero avere un profilo errato, ma non mi risulta, sono state tutte inserite al BeSS.
Se qualcuno potesse produrre un nuovo profilo ci sarebbe la possibilità di togliere tutti i dubbi sull'andamento del continuo.
Saluti Umberto

Ciao Umberto e tutti.
Ho fatto una prova, sperando di non aver sbagliato niente.
Ho preso lo spettro "sintetico" di una F2V dal catalogo interno di Visual Spec e con ISIS ho applicato una operazione di "Reddening" con valore 0.3894.
Secondo me, dopo l'arrossamento con il valore trovato anche da Lorenzo, l'andamento del continuum non differisce poi molto dal tuo spettro.

Spettro sintetico da catalogo (non arrossato): Spettro arrossato artificialmente con ISIS e valore E(B-V)=0.3894: Sbaglio qualcosa?
Nico

Lorenzo, Gianni, congratulazioni per le vostre bellissime scoperte e grazie per averle condivise sul forum (ho visto in ritardo il topic perche' sono appena tornato da una mini-vacanza). Ci si appassiona e si imparano veramente tante cose con questi scambi di esperienze. Abbiamo anche dei modelli del sistema binario, davvero incredibile!

Grazie a Umberto c'e' anche lo spettro a bassa risoluzione di una delle stelle (che immagino sia carente di classificazione spettrale).

Per quello che so, l'indice di colore non ha una relazione diretta con la temperatura della fotosfera soprattutto per il problema dell'assorbimento interstellare. Magari il valore trovato dal sito IRSA non e' quello reale (si reperisce il valore massimo sulla linea di vista: total Galactic visual extinction), comunque un certo grado di arrossamento mi pare evidente perche' un continuo del genere (cosi' poco blu), quando non arrossato, dovrebbe avere le Balmer meno evidenti e presentare numerose altre righe di assorbimento tipiche di una fotosfera a temperatura inferiore (metalli anche non ionizzati).

La classificazione spettrale non a caso si basa sulle righe e non sul continuo (su quest'ultimo va bene solo per scopi didattici). Inoltre si impiegano spettri a maggiore risoluzione perche' spesso le righe in esame sono poco marcate. Si calcola la EW e si deduce il tipo spettrale (comprensivo anche della classe di luminosita') dal rapporto di specifiche righe sensibili. Purtroppo non so indicare quali usare in questo caso ma il raffronto con gli spettri low-res di libreria (Pickles o Miles) a disposizione nei nostri tool credo permetta di trovare la classe senza commettere grandi errori. Chiaramente la similarita' deve riguardare solo le righe e non il continuo. Forse non sarebbe male normalizzare gli spettri prima di questa analisi (cosi' non ci si fa ingannare dal continuo diverso e le righe sono meglio confrontabili).

Per curiosita' segnalo un esempio di individuazione della classe spettrale in modo piu' preciso, riportato sul sito della Shelyak:

http://www.shelyak.com/dossier.php?id_dossier=41

Vengono esaminate due righe (elio neutro e ionizzato) e confrontate le relative EW con i valori di una tabella di riferimento. Notare che righe poco marcate come queste necessitano di uno spettro ad alta risoluzione.

Lo Star Analyser e' un grande strumento ma trova un po' il suo limite in questi casi. Mostra molto bene le righe quando sono molto marcate come quelle della serie di Balmer in una stella di classe A0 o vicina. Negli altri casi le righe sono meno forti e tendono a scomparire. Vedere ad esempio le righe di una stella G2 (come il nostro Sole) e' molto piu' difficile. Sopperisce, entro certi limiti, un ottimo SNR che purtroppo non sempre si puo' ottenere. La fenditura e' d'obbligo...

A presto!
Paolo

ps: Nico, secondo me va benissimo la simulazione di arrossamento che hai fatto, comunque, come dicevo nel messaggio, conviene confrontare le righe piuttosto che il continuo.

Salve, ecco un confronto fra i due profili dopo aver applicato il dereddening con il coiff. trovato da Lorenzo.Come dicevo precedentemente questo valore è considerato sempre come massimo, quindi non saprei quanto questa applicazione sia esatta.
Saluti ed Auguri di Buon Anno
Umberto