Light from infinity Home page di Fulvio Mete
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Stelle peculiari
Stelle Binarie spettroscopiche
Una stella doppia spettroscopica è formata da due (o anche più) stelle che non possono essere risolte nemmeno con i telescopi più potenti, ma solo spettroscopicamente (o, in alcuni casi, con sistemi interferometrici) .Le separazioni in gioco sono infatti microscopiche, in alcuni casi di alcuni millesimi di secondo d'arco. L'osservazione spettroscopica è facilitata allorquando le stelle hanno un piano orbitale parallelo alla linea di osservazione e la velocità radiale di rotazione intorno al comune centro di massa è molto elevata, causando uno shift delle righe di assorbimento per effetto Doppler . In alcune binarie potranno osservarsi le righe di entrambe le stelle, e si vedranno le righe stesse duplicarsi e poi sovrapporsi periodicamente.In altri casi in cui una delle componenti è molto debole, si osserveranno le righe della stella principale oscillare periodicamente in un senso e nell'altro rispetto alla posizione a riposo. La determinazione dell'orbita delle binarie spettroscopiche passa attraverso la costruzione di un grafico della velocità radiale: più l'orbita è circolare, più il le curve del grafico di avvicineranno ad una sinusoide: ovviamente più osservazioni vengono effettuate, più il grafico e le misure sono precisi. A spectroscopic double star is a star that can't be resolved by any telescope, but only by a spectroscope (or, in some cases, by interferometric systems).The separation is very small (till a few thousandth of arcsecs).The spectroscopic observation is easier when the two stars have an orbital plane parallel to the line of sight and the radial velocity around the common center of mass is very high, causing a Doppler shift of absorbtion lines.In some eclipsing binaries we'll observe the lines of both the stars, that will periodically superimpose to each other.In some cases , when one of the components in much more faible, we'll observe the lines of the bigger one periodically oscillating around the rest position.The determination of orbit of spectroscopic binaries is defined with a graphic of radial velocity: the more the orbit is circular, the more the curves will approach to a sinusoid. A parità di velocità radiale, inoltre, lo shift Doppler è maggiore per le lunghezze d'onda più elevate, quindi conviene , per evidenziare con maggiore facilità la separazione delle righe, fare riferimento a lunghezze d'onda maggiori, nel rosso o nell'IR .Infatti è, per velocità non relativistiche: For the same radial velocity, the Doppler shift, is greater for higher wavelenghts, so it's useful, in order to do an easier separation of the lines,to refer to longer wavelenghts, say in the red or infrared. We obtain, for non relativistic velocities: dλ = λ × v/c dove dλ= incremento della lunghezza d'onda osservata rispetto a quella a riposo shift of observed wavelenght respect to the same at rest λ = lunghezza d'onda a riposo rest wavelenght v = velocità radiale in Km/sec radial velocity in Km/secs c = velocità della luce light speed in Km/secs Ora, ponendo v= 100, è facile vedere che dλ è per la riga Ha = 6563 × 100/300000 = 2.19 A. Per la riga Hb, nel blu, a 4861 A si ha invece: 4861 x 100/300000 = 1.62 A
Posing v= 100 it'easy to see that dλ is, for Ha line, = 6563 × 100/300000 = 2.19 A. For Hb line Hb, in the blue, a 4861 A si ha invece: 4861 x 100/300000 = 1.62 A
La formula inversa per conoscere la velocità radiale partendo dallo shift Doppler in Angstrom è, ovviamente: The inverse formula to obtain the radial velocity from Doppler shift in Angstrom is, obviously: v =dλ/λ * c
Nella figura che segue(fonte ESO), è schematizzata la situazione descritta di due binarie ad eclisse orbitanti intorno al comune centro di massa.Nel punto di quadratura, come si osserva, la separazione delle righe dello spettro è massima. In the following image (courtesy ESO) is shown the situation of two eclipsing binaries orbiting around the common center of mass:
Il primo caso: Beta Aurigae The first Case: Beta Aurigae
Beta Aurigae (mag 1.9, classe spettrale A1 ) è una delle più importanti binarie spettroscopiche ad eclisse, la seconda ad essere scoperta, (dalla d.ssa Maury nel 1890), tuttavia le osservazioni professionali fotometriche della stella non sono state molte, per un motivo molto semplice, che è troppo luminosa per molti strumenti professionali.Le masse correntemente accettate di 2,4 +2.3 M sono state ottenute sulla base di osservazioni spettroscopiche di Baker (1910), Smith (1948), Popper e Carlos (1970).I parametri orbitali definiscono un'orbita quasi circolare, con un periodo di 3,96 giorni, mentre le velocità radiali delle due componenti A e B sono state definite in 107, 75 Km /sec per la A e 111,25 per la B (+- 0.40). Beta Aurigae,(mag 1,9, spectral class A1) is one of the most important spectroscopic eclipsing binaries, the second to be discovered (from Mrs. Maury, in 1890) anyway, photometric observations of the star are few, for the simple reason that's too bright for many professional instruments.The currently accepted masses of 2,4 +2.3 M were obtained on the basis of spectroscopic observations of Baker (1910) Smith (1948), Popper and Carlos (1970).The orbital parameters define a quite circular orbit, with a period of 3,96 days, and the radial velocities are of 107, 75 Km/sec for the component A and 111,25 for the B (+- 0.40). La doppia costituisce quindi un target di rilievo anche per strumentazioni amatoriali evolute, che facciano uso di strumenti di apertura medio alta (da 20 cm in su) e di complessi camera- spettroscopio con una dispersione spettrale ed una risoluzione adeguata (tra 0,5 e 1,0 A/Pixel).Nonostante fossi in possesso di spettroscopi stellari di capacità adeguate (CLAUS, COGOS) non avevo sinora tentato l'approccio allo studio delle doppie spettroscopiche nell'errata convinzione che la mia strumentazione fosse insufficiente ad un compito così impegnativo, sino ad oggi prerogativa di strutture e strumentazioni professionali.Non avevo, tuttavia, tenuto conto della elevata velocità radiale di questa e molte altre binarie spettroscopiche, che produce uno shift delle righe di assorbimento elevato al punto da essere rilevabile anche da strumentazioni non professionali.La notizia che astrofili tedeschi avevano ottenuto la separazione della doppia con spettroscopi commerciali di media fascia mi ha indotto a tentare l'impresa con il mio COGOS, uno strumento assolutamente semplice come progetto, in pratica costruito intorno ad un reticolo concavo rettangolare da 42 x 40 mm ,di figura ottica toroidale e quindi astigmatico, che trasforma al suo fuoco un punto in una linea.Lo strumento è privo sia di ottiche che di fenditura, ed in pratica è costituito dalla cassa del reticolo e da un sistema di messa a fuoco elicoidale non rotante (cannibalizzato da un obiettivo russo da 50 mm).Il reticolo concavo focheggia le varie lunghezze d'onda su di un cerchio (detto cerchio di Rowlands), e quindi presenta lo svantaggio di una forte escursione di fuoco tra le varie zone spettrali, oltre che di una certa curvatura dello spettro, una sorta di "smile" molto accentuato.A parte ciò presenta una elevata efficienza, sia come luce raccolta, in quanto non vi sono ottiche interposte, sia dal punto di vista della praticità, visto che non necessita di fenditura.Detto strumento si mostrava quindi ideale per il lavoro da svolgere, e, accoppiato ad una camera ATIK 16 HR in binning 2X2, poteva fornire la necessaria sensibilità e dispersione spettrale, specie se posto al fuoco del mio C14.Mi occorreva tuttavia una accurata pianificazione del lavoro da effettuare, a cominciare dalla scelta della riga da riprendere e della quale misurare lo shift.Essendo Beta Aurigae un sistema di classe A, risultano predominanti nel suo spettro le righe dell'Idrogeno della serie di Balmer, con intensità maggiore per quelle della zona blu-violetta dello spettro, tuttavia, per i motivi sopra accennati, ero dell'idea che la riga Ha fosse molto più facilmente separabile, anche se relativamente più debole:non disponendo, inoltre, di una lampada di misurazione, era necessario, ai fini della calibrazione, ottenere uno spettro di una stella di classe simile e con moto proprio molto basso, ovvero rinvenire righe da poter utilizzare allo scopo all'interno dello stesso spettro da riprendere. Optai per tale ultima soluzione, e decisi di effettuare la ripresa facendo entrare nel campo inquadrato sia la riga Ha che le righe dell'ossigeno molecolare atmosferico. This spectroscopic double is an interesting target for amateur instruments too, with medium- high aperture optics (almost 20 cm and higher) and camera - spectroscope complex with sufficient resolution and spectral dispersion (from 0,5 to 1,0 A/pixel).Notobstanding I own some spectroscopes of such features, (CLAUS, COGOS) I didn't give a try to split spectroscopic doubles for the wrong thought that the required resolution would be too high for my setup to succeed in the job.I didn't consider the very high radial velocity of some of them that causes a significant shift in the spectral lines.The news that some german amateur astronomers succeed in splitting Beta Aurigae with some commercial spectroscopes, let me explore this new field of interest in astronomical spectroscopy.I choosed COGOS, a spectroscope built around a 40x 42 mm concave toroidal grating, with no others optics at all, for its simple project and its good efficiency.Its point of focus is astigmatic, a line, so it doesn't need a slit: with my C 14 it's a good setup for the job.The only drawback is that the focus of the grating take place, for the various wavelenght, on a circle, called "Rowland Circle" so the focus point between the blu, green and red zone is quite different and requires a relevant travel of focuser.Considering I use a photo objective focuser with a travel of only 20 mm,i partially fixed the problem ,using some 42 x 1 photograpic rings.Another issue is the curve output of spectrum, that must be corrected by software.Anyway, the great light grasp for the lack of lens and slit makes this spectroscope a very good instrument.After having choosed the setup, I had to plan the observations and its details: before of all, the line to observe.Now, being Beta Aurigae a A1 spectral class system, the Hydrogen Balmer series are the clearest lines in its spectrum, but much more intense in the blue: anyway, as I said before, the chances to split the lines are much more in the red, were the Doppler shift is wider.So, i planned to observe the double in Ha line,and furthermore, to keep the O2 Atm lines in the same field of vue, in order to make a good calibration , because I haven't got , till now, a calibration lamp.
COGOS in versione stellare, senza fenditura regolabile, al fuoco del C14, notare il sistema di movimentazione del reticolo,grossolano ma semplice e funzionante ed il focheggiatore elicoidale non rotante, ricavato da un obiettivo russo da 50 mm cui sono state tolte le lenti.Le dimensioni ed il peso sono simili a quelle di un diagonale da 2".Il costo complessivo dello strumento è stato di soli 70 €, c'è da dire , tuttavia che il reticolo è stato acquistato come surplus alcuni anni fa.Il sistema è versatile, in quanto può essere trasformato in pochi minuti da strumento stellare a solare e viceversa, semplicemente aggiungendo la sua fenditura regolabile. COGOS in stellar mode, without its adjustable slit,at the prime focus of my Celestron 14: note the grating movement system, rude but simple and working, and the non rotating helical focuser taken from a 50 mm russian lens.The dimensions and the weight are similar to those of a 2" stellar diagonal.The overall cost of the instrument was of about 70 €.The system is versatile,for it can easily changed in solar mode simply adding its adjustable slit.
Il reticolo concavo, ricavato da un monocromatore acquistato in un mercatino, 42 x 40 mm F 120 mm The concave grating, taken from a monocromator, 42 x 40 mm F 120 mm. La prima ripresa di Beta Aurigae è stata effettuata il giorno 26 ottobre 2009, tra le ore 21.55 e le 22.12 TU con 17 frames da 60 secs l'uno usando la camera Atik 16 HR in binning 2 x 2.Dark sottratta, e stacking con Registax 5.L'immagine risultante era la seguente: l'effetto di "smile" è dovuto anche alla figura ottica del reticolo.Si nota facilmente , sulla sinistra, la duplice riga Ha dovuta alla separazione degli spettri delle due componenti, e, sulla destra, le righe dell'O2 atmosferico, ovviamente non duplicate. The first image of Beta Aurigae spectrum was obtained on october, 26, 2009, with 17 frames, 60 secs each, by an Atik 16 Hr camera binned 2 x 2: dark substracted and stacking by Registax 5.The "smile effect" is due to the grating optical figure too.We can easily see, on the left,the duplicity of Ha line due to the splitting of the spectra of two components.
La calibrazione è stata effettuata con VSpec utilizzando le righe dell'O2 a 5874,5 A e quella dell'Ha a 6562.8 A , quest'ultima al centro delle due righe, considerando (date le masse quasi uguali e l'orbita pressochè circolare delle componenti) che l'errore di posizione sarebbe stato estremamente basso e comunque non rilevabile dalla strumentazione.Il risultato ottenuto è stato una dispersione di 0,669 A/pixel ed uno shift reciproco delle righe di 4 A, pari, ad uno shift di 2 Angstrom delle due componenti dalla riga a riposo,ed una velocità radiale di 2/6563*300000= 91.42 Km/sec, che si discosta alquanto da quella di 107-111 Km/secs ufficialmente riconosciuta per la doppia. The spectral calibration was done by the software VSpec , on two lines: the 02 line at 5874.5 A and the Ha at 6562.8 A at its central point,considering the inintellegible position error due to the quite equal mass and circular orbit of components.The result was a spectral dispersion of 0,669 A/Pixel and a shift between the two splitted lines of 4 A, say a shift of 2 A of the two single components and a radial velocity of 2/6563*300000= 91.42 Km/sec, that's quite lower than the one officially known for the double star of 107-111.
Una seconda osservazione è stata effettuata il 3 novembre 2009,alle ore 20.00 TU .La nuova immagine , ottenuta in condizioni di seeing pessimo (forte vento) non era gran che, ma mi permise comunque di calibrarla.ottenendo valori di VR leggermente superiori, probabilmente dovuti ad un lieve errore di calibrazione od all'allargamento delle righe in conseguenza del seeing negativo, dato che la fase reciproca delle componenti era la stessa (circa 0,348).C'è da dire, comunque, che la risoluzione del sistema era appena sufficiente,o quasi insufficiente per effettuare misure spettroscopiche sub-angstrom, per le quali sarebbe stata necessaria una dispersione spettrale e risoluzione almeno doppia rispetto a quella da me utilizzata. I planned a new observation for november, 3, 2009, at 20 TU, about 2,15 hours before the previous .The new spectral image of Beta Aurigae, obtained in terrible seeing conditions, was not too good, but let me calibrate it in the same way of the previous, giving data of radial velocity a little higher , but probably due to the bad seeing conditions, considering that the phase of the system was about the same (0,348).We can say , anyway, that the system resolution wasn't enough for sub-angstrom measures.
Nell'immagine che segue è riportato un confronto di questa ultima immagine con le righe Ha di due stelle vicine, una , Theta Aurigae, di classe simile (una sola immagine da 60 secs) ed un altra di Capella, Alfa Aurigae.Come si può osservare la riga Ha delle due stelle di confronto è centrata rispetto a quella doppia di B Aurigae In the following image is shown a comparison between the spectrum of Beta Aurigae and those of other two stars, Theta Aurigae, of similar class, and Alfa Aurigae (Capella), taken with the same setup and in the same evening.
Novae Nova Eridani 2009 Il 25 novembre 2009 l'AAVSO ha rilasciato un comunicato in cui si annunciava la possibile scoperta in Eridano di una nova ad opera di astronomi giapponesi. All'epoca della scoperta la stella appariva di Mag 8.1, e la sua controparte venne identificata nella stella GSC1.2 05325-01837, di mag 14.76.La nova si trova alle coordinate A.R: 4h 47.9m, declination –10° 11' (equinox 2000.0). Apparendo nello spettro della nova in fase di outburst forti righe della serie di Balmer dell'Idrogeno in emissione, con una velocità di espansione di 3400/3600 Km sec, la nova sembrava essere una classica nova galattica,anzichè una variabile cataclismica WZ Sge il che comportava che il punto di massimo di outburst era già stato superato all'epoca della scoperta.Ulteriori osservazioni con telescopi professionali hanno fatto classificare l'oggetto come nova ad Elio-Nitrogeno.
Nelle immagini che seguono è riportato
il campo stellare della nova e lo spettro a bassa risoluzione della stessa ripreso il 9.12.2009, alle ore 20.00
TU da Roma, con un Celestron 6, un reticolo a trasmissione Star Analyser ed una
camera Atik 16 Hr in binning 2x2. An 8th-magnitude nova was discovered on November 25, 2009, by Koichi Itagaki of Yamagata, Japan. The new star lies in northeastern Eridanus, 6.9° west-southwest of RigelAccording to CBET 2055, followup spectra taken in Japan and in the United States (the latter with the 3-meter Shane reflector at Lick Observatory) show this object to be a nova of the helium-nitrogen type.The nova lies at right ascension 4h 47.9m, declination –10° 11' (equinox 2000.0). In the two following images is shown the nova and its low-resolution spectrum, as obtained by a Celestron 6, a transmission grating of 100 l/mm "Star Analyser" and an Atik CCD camera binned 2x2.
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