Ciao a tutti, riporto l'ultima osservazione dell'11 febbraio. Di nuovo la regione h-beta (per capire meglio il tipo di outburst) in media risoluzione (Lhires III e reticolo da 1200 l/mm).
Questa volta ho eseguito anche una sessione fotometrica mentre prendevo gli spettri. Con la funzione "Batch photometry" di Astroart (molto interessante, da riparlarne in un topic dedicato) ho notato come la luminosita' in banda V non si e' mantenuta costante nel tempo, seguendo una particolare curva di luce:
Ho fatto prove fra stelle di campo per controllare se l'oscillazione osservata fosse causata dalla variabilita' di altre stelle, trovando andamenti "piatti" (con una dispersione dei dati simile). Solo una delle stelle ha mostrato una salita costante di luminosita', l'ho quindi esclusa dalle stelle di confronto per V694 Mon. Qui mi torna in mente l'attivita' di cui parlava Lorenzo a proposito della ricerca di nuove variabili, penso che anche Astroart potrebbe essere utilmente impiegato con la Batch photometry (l'uso e' semplicissimo).
Lo spettro di V694 Mon:
Qualche raffronto con lo spettro del 6 febbraio (plot in funzione della velocita' radiale).
Variazione della componente in assorbimento della riga H-beta:
Probabilmente il valore massimo (ho messo una freccia sul profilo, ~2800 Km/s) e' cambiato di poco ma mi sembra rilevante un generale spostamento verso il blu di tutto l'assorbimento. Potrebbe essere un segno dell'entrata nella fase attiva.
La stessa visualizzazione per due righe del ferro ionizzato del multipletto 42. Sebbene in valore assoluto inferiore, anche queste evidenziano un incremento di velocita' negli ultimi giorni. Nell'ATel di Munari e' spiegato che le righe si formano in una regione esterna a quella che opera le rige allargate (in sostanza ci sono due diversi tipi di effetti sulle righe).
L'assorbimento di cui parlavo nel topic precedente e' in realta' la componente in assorbimento della riga Fe II 5018 ulteriormente allargata e spostata verso il blu.
Ho provato a fare una animazione degli spettri estratti dalle singole subpose dove ho inserito il corrispondente momento della curva di luce (click sull'immagine):
Infine una nota riguardo i profili osservati delle righe, scaturita sul forum ARAS. Per essere precisi questi non sono propriamente P-Cygni, anche se hanno una grande somiglianza. Senza entrare nei dettagli, P-Cygni e' originato in un vento stellare costante mentre in V694 Mon e' dovuto al gas espulso nei jet. Nel classico P-Cygni l'assorbimento e' sempre "a contatto" con l'emissione, qui (vedi anche le righe del Fe II) puo' essere invece separato (c'e' una parte di continuo tra l'emissione e l'assorbimento).
Sempre su ARAS e' emersa la necessita' di utilizzare tutti la stessa stella di riferimento per avere la massimia omogeneita' di risultato. Probabilmente sara' la HD 49147, aggiorno il topic se necessario.
Paolo
