STUDIO SPETTROSCOPICO DELLA STELLA VARIABILE Epsilon

STUDIO SPETTROSCOPICO
DELLA STELLA VARIABILE
Epsilon Aurigae
col Telescopio TACOR
Roberto Nesci, Corinne Rossi
Dipartimento di Fisica
14 gennaio 2009
Lab IV anno, R. Nesci
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Lab IV anno, R. Nesci
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Descrizione dello strumento
Coordinate geografiche: Long. 12 31'03" E, Lat. +41 54'05".
Telescopio: Celestron C 9.25 (diametro 235 mm, rapporto focale f/10).
Montatura: Bellincioni modello Omega
Motorizzazione: sistema Astrometric Skywalker con motori in cc
Cercatore elettronico: obiettivo YASHICA f/2.0, 50mm e telecamera
VIXEN.
Spettrografo OMR-10C con fenditura da 50 micron, reticolo da 1200 tr/mm
e lampade di confronto al Neon e Mercurio. Il collimatore dello
spettrografo ha f=225 mm, l'obiettivo della camera f=135mm;
Camera CCD Apogee U2 con sensore Kodak KAF 1603ME da
1536x1024 pixel da 9x9 micron (dimensioni 13.8 x 9.2 mmm) raffredata
a cella Peltier
Il controllo del telescopio e la acquisizione dei dati avvengono tramite un
calcolatore dedicato sotto sistema operativo Windows XP. L'analisi
successiva dei dati avviene con il software astronomico IRAF sotto
sistema operativo UNIX.
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Scopo dell'esperienza
• Scopo dell'esperienza e' duplice:
• 1. calibrare l'efficienza dello spettrografo OMR10C con il reticolo da
1200 tr/mm, che non e' ancora stato utilizzato, e la fenditura da 50
micron. A tal fine si osserveranno alcune stelle brillanti prese da
cataloghi di stelle standard spettrofotometriche.
• 2. Misurare le larghezze equivalenti delle righe spettrali e la
velocita' radiale della stella binaria Epsilon Aurigae, che ha un
periodo di 27 anni e per la quale nell'Agosto 2009 iniziera' il transito
della secondaria davanti alla primaria. Il confronto tra gli spettri del
2009 fuori eclisse e quelli del 2010 in eclisse fornira' elementi per
comprendere la natura della stella secondaria.
• Esiste una pagina web dedicata alla campagna internazionale di
osservazione di questa stella nel 2009/2010. Le osservazioni pre
eclisse sono gia' iniziate, anche perche' non e' sicura la data esatta
dell'inizio dell'eclisse.
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Schema del sistema Eps Aur
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Osservazioni
• Le osservazioni si dovranno svolgere a febbraiomarzo, date le coordinate celesti di Epsilon Aurigae
(AR=05h02m39s, DEC=+43d50p).
• La scelta delle standard, sia spettrofotometriche che
di velocita' radiale, avverra' insieme agli studenti,
sulla base dei cataloghi disponibili in rete, delle
coordinate astronomiche, delle date di osservazione
e della luminosita' delle stelle.
• Dovendo avere un buon rapporto Segnale/Rumore
(circa 50) bisognera' usare stelle piu' brillanti della
sesta magnitudine, in pratica stelle visibili ad occhio
nudo.
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Considerazioni tecniche
• La scala sul piano focale del telescopio e' 87.8 arcsec/mm. La
conversione sul piano focale della camera, operata dal sistema ottico
collimatore/obiettivo, e' di 146 arcsec/mm. I 50 micron della fenditura
diventano quindi 30 micron sul piano della camera CCD.
• Il reticolo da 1200 tr/mm produce una dispersione di circa 60 A/mm sul
piano del rivelatore, corrispondente a 0.54 A/pixel. Questa dispersione
permette di fare misure di velocita' radiali con errori di poche decine di
km/s.
• Con una lunghezza del sensore di 13.8 mm si possono vedere
simultaneamente solo 828 A: Per coprire tutto lo spettro ottico dal
doppietto del CaII (3900 A) ad H-alfa (6570 A) quindi occorreranno molte
posizioni del reticolo, con parziale sovrapposizione per garantire la
continuita' di calibrazione.
• Il potere risolutivo aspettato (due pixel, ovvero 18 micron) e' di 1.2 A.
• Questi dati andranno verificati sperimentalmente.
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Modalita' di misura
• Gli studenti si impratichiranno nell'uso dello
spettrografo e della camera CCD in uno o due
pomeriggi, acquisendo spettri ottenuti con le lampade
di confronto Hg-Ne.
• Si impiegheranno poi una o due serate per
l'osservazione e di Epsilon Aurigae e delle stelle
standard: si dovranno fare osservazioni a lunga posa
(10 minuti) per ottenere un alto rapporto
segnale/rumore e quindi una buona misura di
larghezze equivalenti e di velocita' radiale.
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Modalita' di analisi dei dati
• L'analisi dei dati avverra' con una workstation con sistema
operativo LINUX, collocata al 6 piano (locale terrazza)
dell'edificio Fermi.
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Gli spettri acquisiti saranno analizzati con vari task di IRAF:
- sottrazione della corrente di buio con imarit
- estrazione degli spettri con apall
- visualizzazione degli spettri con splot
- calibrazione in lunghezza d'onda con identify, refspec, dispcor
- calibrazione in flusso con standard, sensfunc, telluric
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Esempio di spettro con lo OMR10C
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Relazione finale
• La relazione finale dovra' contenere:
• l'elenco delle osservazioni
• le modalita' di osservazione (data, ora tempo di posa,...)
• la descrizione della procedura di riduzione dei dati e gli
eventuali problemi riscontrati
• la curva di calibrazione ottenuta con la stima della sua
accuratezza, e la valutazione della magnitudine limite dello
strumento
• lo spettro della stella Epsilon Aurigae calibrato in lunghezza
d'onda e flusso
• la velocita' radiale della stella
• la misura delle larghezze equivalenti delle righe principali
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Esempio di funzione di risposta
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Spettro di Eps Aur
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