Le stelle di Wolf-Rayet sono una stelle estremamente calda ( temp .compresa tra 25.000 e oltre 50.000 K) e e massicce (oltre 20 masse solari), caratterizzate da venti stellari molto forti, con velocità superiori a 2000 Km/sec, e da una forte emissione di polveri.Tramite il vento stellare esse arrivano a perdere fino a 109 volte più della massa persa dal sole in un anno.
Le stelle di Wolf-Rayet sarebbero una normale fase nell'evoluzione delle stelle supermassicce,con spettri nei quali risultano visibili delle forti linee di emissione di Elio ed Azoto (classificate come WN) o di elio, , carbonio ed ossigeno(classi WC e WO). Si ritiene che la fase di WR sia una normale fase evolutiva delle massicce stelle di classe O e B nelle quali i forti venti stellari hanno espulso nello spazio gran parte degli strati esterni della stella, ricchi in idrogeno. Le tipiche linee di emissione si originano nella regione densa ed estesa in cui i venti ad alta velocità avvolgono la caldissima fotosfera della stella, la quale emette gran parte della propria radiazione alle lunghezze d'onda ultraviolette, che provocano una fluorescenza nella regione. Tale processo di espulsione di massa interessa dapprima la regione della stella, ricca in azoto, in cui abbondano gli elementi prodotti tramite la fusione dell'idrogeno (stelle WN), quindi gli strati, ricchi in carbonio, in cui l'elio viene fuso. (stelle WC e WO).Sono stelle estremamente rare. Nella nostra Galassia se ne conoscono attualmente circa 230. Dalle ultime osservazioni effettuate esse risulterebbero in gran parte doppie.Molte stelle WR sono destinate a trasformarsi in SN, quindi il loro monitoraggio e studio è molto importante.Si ipotizza, inoltre, che, passando al termine della loro linea evolutiva nella fase di "collapsar", diano origine ad un buco nero ed ad un "gamma ray burst"
Esse furono osservate per la prima volta nel 1867dagli astronomi francesi Charles Wolf e Georges Rayet (da cui prende il nome questa classe stellare ),i quali, utilizzando il telescopio Foucault da 40 cm dell'Osservatorio di Parigi, scoprirono che tre stelle nella costellazione del Cigno (ora designate come HD 191765, HD 192103 e HD 192641), mostravano delle marcate bande di emissione nel loro spettro, e che tali righe erano inoltre molto spesse.Lo spettro delle stelle WR rimase un mistero sino a che non si comprese che era dovuto all'elio, nonchè al carbonio, ossigeno ed azoto, e che lo spessore delle righe era da attribuirsi all'effetto doppler indotto dai gas in forte movimento intorno alle stelle rispetto alla nostra linea di vista.
Uno degli esempi più evidenti , ma tuttavia poco conosciuto tra gli astrofili, è quello della nebulosa ad emissione NGC 6888,"Crescent Nebula" nella costellazione del Cigno, a 5000 a.l. da noi, formatasi per effetto della collisione del velocissimo vento stellare della stella WR136 (HD192163) con gli strati esterni espulsi dalla stella progenitrice quando era una gigante rossa, circa 400000 anni fa.Il risultato della collisione è un inviluppo e due onde d'urto, una verso l'esterno ed una verso l'interno: quest'ultima provoca un riscaldamento del vento stellare sino a provocare l'intensa radiazione X e UV.
The Crescent Nebula (NGC 6888 or Caldwell 27) is an emission nebula in the Cygnus, about 5000 l.y away. It is formed by the fast stellar wind from the Wolf Rayet star 136 (HD 192163) colliding with and energizing the slower moving wind ejected by the star when it became a red giant around 400,000 years ago. The result of the collision is a shell and two shock waves, one moving outward and one moving inward. The inward moving shock wave heats the stellar wind to X-ray emitting temperatures.
L'immagine che segue è la compositazione di due diverse immagini della nebulosa, una ottenuta con un Celestron 8 a f 6,3 ed un filtro UHC ,di 1 ora di integrazione con una Sbig St8 ed un altra , ottenuta con un rifrattore TMB 115 a f 7 , una Atik 16 HR, ed un filtro Ha da 6 nm.La stella WR 136 è quella bianco azzurra al centro dell'arco della nebulosa, del tipo WN 6, con predominio quindi dell'emissione di elio e nitrogeno.Di magnitudine apparente 7,36, si presta bene alla ripresa con strumenti medio-piccoli dotati di un reticolo a trasmissione o grism per l'acquisizione di uno spettro a bassa risoluzione
The following image is the stacking of two different ones, the first obtained by a Celestron 8 @ f6,3 and an UHC filter with an hour integration with a Sbig ST8 CCD camera, the second taken by a 115 mm f 7 TMB apo refractor, aHa 6 nm filter, and an Atik 16 HR CCD Camera.The WR 136 star is near the center of the nebula.
La Wolf-Rayet 136 troneggia quasi al centro della nebulosa
The Wolf-Rayet 136 star , near the center of the nebula
Lo spettro che segue della stella centrale di NGC 6888, WR136, è stato acquisito con un reticolo di diffrazione da 100 l/mm "Star Analyser" applicato al fuoco di un Celestron 8 a f 6,3 e una Sbig ST8, il 5 agosto 2010, media di 8 immagini da 3 secondi l'una, dark sottratta.
The following spectrum of the NGC 6888 WR136 central star has been acquired by a 100 g/mm "Star Analyser" transmission grating at the focus of a Celestron 8 and a Sbig ST8 ccd on august, 5 , 2010.
Lo spettro grezzo mostra immediatamente intense righe di emissione nella WR 136,indicata in rosso, che risultano ancora più evidenti nello spettro "binned" con Iris:
The raw spectrum "binned" by Iris soft shows immediately the intense and wide emission lines of the star
Lo spettro della stella calibrato per la lunghezza d'onda e la risposta del setup con Visual Spec appare come segue:
Hereunder is the spectrum calibrated for the wavelenght and the response of the setup:
Lo spettro calibrato per la risposta denota la prevalenza dominante delle righe dell'Elio, ed alcune dell'azoto, ; si notano anche le righe dell'Idrogeno alfa e beta in emissione; c'è da considerare tuttavia che la frazione di idrogeno presente negli spettri delle WN6 dominate dalle righe dell'Elio è di difficile determinazione in quanto le righe spettrali della serie di Balmer dell'idrogeno coincidono con quelle dell'Elio ionizzato della serie di Brackett,qui anche per la modesta risoluzione dello spettro.C'è inoltre da considerare che una piccola parte delle intensità delle righe dell'idrogeno sono anche dovute al contributo della shell della nebulosa che circonda la stella.
La composizione reciproca di tali elementi nella massa della WR 136 è circa l'86,5% di Elio, il 12% di Idrogeno e l'1,5% di Nitrogeno .C'è da dire, a proposito di quest'ultimo elemento, che le righe più evidenti appartengono allo ione NIV.Quanto all'Idrogeno, la sua relativa abbondanza colloca la stella in una posizione intermedia tra le sottoclassi WNL (presenza di Idrogeno oltre il 20%) e WNE (zero idrogeno), cosa che costituisce una particolarità tenuto conto che, conformemente alle teorie sull'evoluzione delle WR , la transizione tra le due sottoclassi è molto rapida.(Fonte Hamann e altri; Astronomy and Astrophysics,1994)
The spectrum, calibrated for the system response, shows, before all, the abundance of the Helium lines over the visible spectrum, with some nitrogen.One can see, furthermore, some important H lines, as H alfa and Beta.Regarding these latter lines, their presence is quite difficult to determinate because the Hydrogen Balmer serie lines have very similar wavelenght to the ionized Helium of Brackett serie and this particularly in the case of low res spectrum.A little part of Hydrogen lines intensity is anyway due to the shell of nebula surrounding the star.
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Osservazioni amatoriali di nane bianche
Amateur white dwarfs observations
Il Sistema di Sirio A e B: una ripresa difficile Sirius A & B system: A difficult photo
Breve storia delle nane bianche Man mano che le stelle simili al nostro sole invecchiano, vanno incontro a drammatici cambiamenti:Una volta bruciato tutto l'idrogeno diventano una cd. "gigante rossa" sviluppando una parte centrale sempre densa e più calda,che brucerà elio e si espanderà come un pallone che si gonfia, una bolla di gas in espansione ricca di idrogeno che inghiottirà buona parte del sistema solare.La bolla di gas espansa può dar luogo a quelle strutture che si chiamano "nebulose planetarie"(in Fig. 1a è mostrata la n.p. della Lyra,ripresa da chi scrive nel 2000).Una volta dissolta tale bolla di gas , resta solo un nocciolo estremamente denso e caldo, che costituisce quella che viene chiamata "nana bianca".Nella nostra galassia esistono probabilmente miliardi di nane bianche, ma queste sono così deboli da essere veramente difficili da osservare:Infatti nessuna nana bianca può essere vista a occhio nudo, e la maggior parte costituiscono oggetti difficili anche per i telescopi. La più vicina a noi è Sirio B, la compagna di Sirio, la più luminosa stella del cielo invernale, che dista poco meno di 9 anni luce da noi .Le nane bianche costituiscono l'inevitabile evoluzione di stelle di una certa classe,sino a 8 volte la massa del sole , che hanno esaurito il combustibile nucleare, l'idrogeno, e che una volta bruciati gli elementi più pesanti come l'elio,ed espulsi come si è detto gli strati più esterni sotto forma di un inviluppo di gas,saranno confinate in un nocciolo ultradenso ed estremamente caldo, grande circa come la terra, che attraverso miliardi di anni andrà raffreddandosi e diventando sempre meno brillante.Lo studio delle nane bianche è quindi lo studio del futuro lontano della nostra stella, che raggiungerà questo stadio tra 5 o 6 miliardi di anni,
A Short White Dwarfs Tale
As our
Sun (and similar stars) ages, it'll undergo dramatic
changes. It'll get hotter and brighter in the core, then
puff up like a balloon.Eventually, it'll shed its outer
layers, surrounding itself with a colorful but ephemeral
bubble of gas. As the gas dissipates,only the Sun's
collapsed core will remain , an extremely dense and hot
object.This dead remnant is called a white dwarf.
Billions of white dwarfs probably inhabit the Milky Way,
our galaxy. But they're so faint that they're hard to
see. In fact, not a single white dwarf is visible to the
unaided eye. The closest one is a companion to Sirius,one
of the brightest star in the night sky, which shines in
the winter nights, less than nine light-years away from
us.
Nel grafico che
segue è riportato l'elenco
delle nane bianche più vicine al nostro pianeta
Lo studio delle nane bianche e della loro evoluzione si interseca quindi con quello delle nebulose planetarie e può costituire un appassionante motivo di indagine e di contributo per l'amatore, per la relativamente esigua strumentazione richiesta , dato che è sufficiente un buon strumento a lunga focale, (Schmidt Cassegrain o Matksukov Cassegrain) una buona barlow 2X o 3 X, una stabile montatura e tanta perseveranza, tutti ingredienti a disposizione dell'astrofilo evoluto. Questa è la storia della mia esperienza, che continua tuttora.
The study of white dwarfs and their evolution can be a very interesting topic for the amateur astronomer , taking in the account the retatively modest setup required :a good long FL telescope( Schmidt Cassegrain or Matsukov Cassegrain ) a good 2x or 3 x barlow lens and a stable equatorial mount.This is the story of my experience, that still continues.
Nel Dicembre 2004, mi venne l'idea di tentare la ripresa CCD del sistema di Sirio, Sirio A e B, un'impresa quanto mai difficile per un astrofilo, data la enorme differenza di luminosità esistente tra le due componenti (circa 10 magnitudini).Sirio A (Alpha Canis Maioris) , è infatti una stella blu di classe spettrale A0 a temperatura superficiale di ca. 10.000 ° e magnitudine fotografica -1,6, distante circa 8,6 anni luce : Sirio B è una nana bianca , la prima ad essere scoperta, nel 1844 da Friedrich Bessel, con l'analisi delle perturbazioni indotte sul moto di Sirio ed osservata , nel 1862, da Alvan Clark con un telescopio da 18 pollici che stava testando per il Dearborne Observatory: la sua temperatura superficiale è di ca. 25.000° e la sua densità elevatissima, con una massa pari all'incirca a quella del sole concentrata in una sfera del diametro di 12000 Km , quindi il 90% quello della terra.La sua forza di gravità è ben 400.000 volte quella della terra!La sua elevata temperatura fa sì che emetta una forte radiazione nel dominio dei raggi X e dell'UV.
On december 2004, I wanted first to try the CCD imaging of Sirius A& B System, a very difficult task for an amateur to do, for the enormous brightness difference existing between the two components (About 10 Mag.).Sirius A (Alpha Canis Maioris) is a blue star of spectral class A0 with a surface temp of 10,000 C and photo mag of - 1.6, distant 8,6 light years from our sun.Sirius B is a white dwarf, the first to be discovered in 1844 by Friedrich Bessel and observed, in 1862, by Alvan Clark, through a 18 " telescope he was testing for Dearborne Observatory:its surface temp is about 25,000 C and its density very high, with a mass similar to that of the sun concentrated in a sphere of about 12000 Km, less than the one of earth.Its gravity force is consequently 400,000 times higher than on the earth!The high surface temp produce a massive radiation in X ray and UV domain.
As I said, the brightness difference of 10,000 times between the components of Sirius system made the imaging exclusive domain of professional observatories, such as Lick, Mc Donald, in U.S.A.(Fig 1), outer space observatories such Chandra X Ray satellite in november 1999 (Fig.2, Note that Sirius B is the brighter component for its superior emission in X rays domain) and HST in october 2003 (Fig. 8).
Fig.1
Prendendo spunto dai suggerimenti di un vecchio articolo di Sky & Telescope, nel 1975, il solo caso di osservazione di Sirio B da parte di una amatore con un C14, stabilii di usare una maschera esagonale da anteporre al mio Schmidt Cassegrain da 28 cm Celestron 11 in modo da usare la lunga focale dello strumento usufruendo nel contempo di raggi di diffrazione artificiali nell'immagine stellare, nel cui punto di valle la compagna di Sirio fosse più visibile.La semplice maschera di cartone da inserire davanti alla lastra dello strumento è visibile nella fig.3.L'accorgimento, per quanto valido (una stella , nell'esempio Rigel, appare come nella Fig. 4) non si dimostrò sufficiente a mostrare Sirio B, anche per la focale (2800 mm) usata, che era insufficiente per abbattere la luminosità, e per il seeing non favorevole, dovuto ai camini dei riscaldamenti dei palazzi di fronte al balcone dal quale osservo.Quest'anno ho voluto ripetere il tentativo, ma in un modo diverso: ho aggiunto infatti alla maschera esagonale posta davanti alla lastra correttrice dello strumento un filtro di costruzione russa che equipaggiava un microscopio per l'esame in fluorescenza dei campioni.Detto filtro ha una banda passante di circa 30/40 nm ed è centrato sui 340 nm, esattamente al limite oltre il quale la radiazione dell'UV vicino non riesce più ad attraversare il vetro, ed occorrono lenti al quarzo per registrarla.Ciò perchè la caldissima nana bianca emette nel dominio dei raggi X e dell'UV, nel quale invece Sirio A è molto debole: tale filtro permette quindi di ridurre fortemente il divario di luminosità tra le due stelle. Esso è stato posto su una barra portafiltri inserita immediatamente prima della camera CCD, una Starlight MX 716 da 0.6 arcsec x pixel alla focale di 2800 mm del C11,ed il setup è stato quello indicato in fig 8b (flip mirror, oculare con reticolo per il centraggio dell'oggetto,slitta portafiltri con 2 filtri ai lati e la parte centrale vuota per una prima messa a fuoco di massima, camera CCD). La procedura usata è stata la seguente: è stato puntato Sirio senza filtro inserito, in quanto lo stesso è talmente scuro da non permettere una corretta messa a fuoco, affinata la messa a fuoco ed inserito il filtro, che è talmente sottile da richiedere uno spostamento trascurabile del fuoco, dopodichè sono iniziate le riprese, avendo cura ogni 3/4 scatti di ruotare la maschera di cartone dal punto di riferimento iniziale, sino a farle fare un giro completo,Il risultato migliore si è avuto con la maschera, il cui segno rosso era stato posto in corrispondenza della parte centrale superiore del tubo del C11 (dove in genere c'è il logo "Starbright coating"), posta col segno stesso a 90° a sinistra guardando la parte frontale del telescopio , ovvero,sempre guardando frontalmente la lastra del C11, con due angoli perpendicolari al logo sull'esterno del portasecondario(Fig 8c).L'esposizione è oscillata tra gli 0.3 ed 1 sec , ma i risultati migliori si sono avuti con l'immagine n.5 da 0.3 sec.Stavolta, l'ho notato subito, c'era qualcosa, ma ho proseguito le riprese sino al numero di 17, ed in tutte era visibile, in basso a sx un puntino sfocato, evidente molto di più nei punti di valle dei raggi di diffrazione.La migliore delle 17 immagini è mostrata in Fig.6 , mentre in Fig 5 la stessa immagine è stata sovraesposta per mostrare i raggi di diffrazione, appena visibili per la poca luce in arrivo nel telescopio.
Remembering an old photo of Sirius system made by an amateur astronomer (the only other I know) by a C14 Schmidt Cassegrain telescope in 1975, I made a cardboard exagonal mask (Fig 3) to apply to the front end of my Celestron 11, in order to use the focal lenght and the resolution of the instrument having, in the same time, some artificial diffraction rays in whose valley point the airy disk of Sirius A was narrower, to see Sirius B easier.The image must appear as in that of fig. 4, where is shown a photo of star Rigel, in Orion, with the mask.Anyway, at that focal lenght, in a try made last year, the device wasn't enough to show Sirius B, so this year I wanted to try it again, but in a different way, using the mask and a 340 nm microscope fluorescence filter with a passband of 30/40 nm, with the aim to strongly reduce the brightness difference between the two stars, taking in account that the UVA emission of Sirius A is quite low, and that of Sirius B is very high (I couldn't imagine how much).The visible light passing through this filter is very dim, and , watching a bulb, you can see the tungsten filament only .The setup used was the following: a commercial flip mirror, a sliding filter holder, and the Starlight Xpress Mx 716 CCD camera, that , at the focal lenght of 2800 mm, gave a resolution of 0.6 arcsec x pixel the setup used was the one shown in Fig 8b: flip mirror system, not illuminated reticle ocular, filter holder with two filters on the sides(340 and 380 nm) and the central hole free for a quick first focusing.I first aimed at Sirius without filter, for the 340 nm filter let pass so a small amount of light that focusing could be very difficult even with bright stars,then focused the scope, and, after having the filter inserted,definitely focused the image and began shooting, with 3/4 images every mask 90° rotation.The exposure was between 0.3 and 1 sec, but best results were at 0.3 secs, with the red mark on the mask placed on the left side of the tube (watching it from the front), at 90° from the mark "Starbright coating" on the tube, or, that's the same, with two mask angles set perpendicular at the logo on the external part of secondary holder (Fig 8c).At my first attempt, december 23, 2005, I took 17 images, the best of all shown in Fig 6, while in fig 5 the same image is overexposed to show the diffraction spikes of the mask.
Fig. 3
Fig. 4
Fig 5 Sirius AB system 23.12.2005 21.00 UT
Fig 6 Sirius AB system 23.12.2005 21.00 UT 340nm
In realtà la luce che passa attraverso il filtro è veramente poca: si pensi che traguardando attraverso questo la luce di una lampadina si vede il solo filamento e nulla altro.Risulta anche molto difficile osservare Sirio in visuale, così sono dovuto ricorrere ad un espediente per centrare la stella: una slitta portafiltri ed un flip mirror prima della camera, in modo da puntare la stella senza filtro, e poi inserire il filtro al momento della ripresa.Questo spiega l'attenuazione della luce ripresa dalla camera CCD MX 716 , che peraltro ha anche un'ottima risposta nel blu, come vedremo.Dopo la ripresa è venuto il momento dei riscontri: mi sono dovuto infatti accertare che la posizione della presunta nana bianca fosse proprio quella di Sirio B nella sua orbita cinquantennale intorno alla stella principale. Mi è stato utilissimo, a tal fine, un lavoro del Dipartimento di fisica del MIT che riporta tale orbita dal 1950 al 1999 : ho quindi estrapolato orientativamente la posizione di Sirio B nel 2005 ed ho inoltre aggiunto al grafico in modo approssimativo (dato che l'orbita di Sirio B è 2,4 volte più grande di quella di Sirio A) l'orbita della stella principale intorno al comune centro di massa.La direzione assiale, (orientamento non perfetto della camera verso il nord) sembrava in un primo momento coincidere, mentre la posizione di Sirio B sull'orbita, pur tenendo conto del moto proprio di Sirio, poteva considerarsi reale a patto di effettuare una rotazione dell'immagine di 180°.
After imaging, I began to make the necessary controls, to be sure of observation results, that clearly showed a double star, one of them could be Sirius B.The first thing was to achieve the Orbit of Sirius B, I obtained from a work by MIT in the web for years from 1950 to 1999, I modified to 2005, inserting that I think to be the orbit of Sirius A along the common center of mass, taking in account that Sirius B orbit is 2,4 times wider than that of Sirius A.Obviously, this isn't a precise work, but enough to have an idea of the angle between the two stars, according to the professional images too.
Fig. 7
Le operazioni di controllo effettuate sono state le seguenti: 1) Individuazione dell'orientamento esatto dell'immagine, che sembra facile, in linea di principio, ma che tale non è in quanto dipendente , oltre che dalla posizione fisica della camera rispetto al telescopio, da software di gestione della CCD. 2) Controllo di eventuali riflessi interni del sistema flip mirror - slitta portafiltri - camera CCD 3) Esclusione di cause dovute a riflessi od artefatti del software della camera, con la rotazione della camera intorno al proprio asse. 4) Misurazione della distanza tra i centri delle due stelle contigue, tenendo conto del valore di un singolo pixel in secondi d'arco, che nel C11 a 2800 mm di focale con il chip della Starlight MX 716 corrisponde a 0.6 secondi d'arco per pixel. 5) Misurazione della posizione, tenendo anche conto del moto di Sirio A, oltre che quello di Sirio B, intorno al comune centro di massa.
In detail, the control operations were the following: 1)Definition of exact image orientation, that could appear a simple job, but isn't, depending on the camera position in relation to the scope and the mount, and the camera software. 2)Internal reflection control, essentially that of flip mirror- filter holder- CCD camera setup. 3)Exclusion of reflections or software artifacts by rotation of the camera around its own axis.If the object rotate in the same amount of the camera, in a direction or other (due to the camera orientation and software) it must be real. 4)Measure of distance in pixel between the centers the two stars, considering the arcsec/pixel coverage: this could be obtained with some softwares, as the freeware "CCD" and some others.In my case, the C 11 at f 10 and the MX716 CCD , the pixels were about 10, with a total distance, at 0.6 arcs/pixel, of 6 arcsecs, that was the right distance. 5)Measure of relative position angle considering the motion around the common center of mass.
Per quanto riguarda il punto 1), la camera è stata orientata con la sua base (la piastrina col foro filettato fotografico) posta parallela all'asse di declinazione, a sinistra osservando la parte posteriore del telescopio, come indicato in fig. 8 e 8b.E' stata quindi puntata Sirio, portata al centro del quadro immagine , iniziata la ripresa , fermato il moto orario, e poi terminata l'esposizione: la direzione nella quale si produce la "strisciata", ovvero quella in cui si muove la stella, è l'ovest, quella opposta è l'est (Fig 9)Nel caso in esame il nord si trova in basso, mentre nel caso opposto (movimento verso la destra dello schermo e l'ovest alla dx) si troverebbe in alto.L'immagine è quindi invertita dalla posizione e dal software di gestione della camera, che nel caso è stato il noto Star MX 7 della Starlight Xpress.
In relation to point 1) the CCD camera was oriented with its base (the photographic threaded hole plate) set parallel to declination axis, on the left hand watching the backside of the scope, as shown in Fig. 8 and 8b. The scope was then aimed to Sirius, I begun the exposition and ,after,stopped the RA motion of the mount.The direction indicated by the light stripe of star motion is always the west. In my case, the west was on the left side of image, and , then the east at the right, north down and south up (Fig.9) in relation to the software being used, Star MX7, by Starlight Xpress.
Fig 8 Fig 8b
Fig 8c
Fig 9
Per il punto 2) ho provveduto a rivestire di vellutino nero tutte le superfici del flip mirror e degli anelli di raccordo, traguardando poi il tutto in direzione di una forte sorgente di luce sino a riscontrare l'assenza di qualsiasi forma di riflesso. Referring to point 2) i covered of black velours paper alla internal surfaces of flip mirror, adapter rings, and so on, observing , when done, toward a strong light source to check the total absence of reflections. Per il punto 3) ho effettuato due successive riprese, ruotando la camera di 45° circa in direzione antioraria, riscontrando che l'oggetto ruotava dello stesso angolo e si trovava alla fine in posizione corrispondente all' angolo di rotazione effettuato sebbene nel senso opposto, dato l'orientamento invertito dell'immagine.(Fig 10). For point n.3), I took two shots, rotating the camera counterclockwise, and found that object rotated of the same angle, notobstanding the opposite direction due to the inversion of image.(Fig 10)
Fig 10 Fig.11
Per il punto 4) , la misurazione della distanza tra le due stelle dell'immagine è stata effettuata con un comune software di fotoritocco, ed è stata individuata in 10 pixel circa, corrispondente a 6 secondi d'arco (alla copertura di 0.6 arcsec x pixel del C11 a 2800 mm F), quindi la distanza tra le due stelle quasi esatta in base alle orbite reciproche intorno al comune centro di massa. For point n. 4) the measurement of distance in pixel of the two stars in the image has been done by a common photo processing software, and found of about 10 pixel, corresponding to 6 arcsec.
Relativamente alla misurazione della posizione, questa si è dimostrata più difficile del previsto, ed il motivo è presto detto:osservando l'immagine in Fig.6, con il nord in basso, sembrava scontato che Sirio A fosse la stella più luminosa in alto, e Sirio B quella in basso: tuttavia, confrontando tale immagine con quella della posizione reciproca dei due corpi nell'orbita attorno al comune centro di massa, sembra che la stessa sia invertita, e che quindi, per far coincidere Sirio B con la posizione nel grafico, l'immagine stessa avrebbe dovuto subire una rotazione di 180 °, cosa non spiegabile in alcun modo.Ho allora verificato numerose volte l'orientamento dell'immagine scaricata dalla camera, trovandola corretta, ma niente; Sirio B continuava ostinatamente a trovarsi, secondo me, in una posizione opposta a quella in cui avrebbe dovuto trovarsi!Cominciando a temere un possibile riflesso e quindi un immagine non reale, provai a ruotare la camera tra due riprese, e l'oggetto si spostava mantenendo la posizione reciproca, segno che era reale.Il rompicapo durò per un giorno abbondante, sino a che mi venne l'idea, osservando l'immagine di Chandra, dove in primis avevo scambiato Sirio A per B, data la minore emissione del primo nel dominio dei raggi X.Stabilii allora di fare una prova; confrontare una ripresa col solito filtro da 340 nm (Fig 12) con un'altra con un filtro simile centrato invece sui 380 nm (Fig13) con lo stesso setup, e, ovviamente, con la camera nella stessa posizione: ed il miracolo accadde:la stella più piccola che nell'immagine col filtro a banda più vicina all'UV sembrava Sirio B era invece Sirio A, mentre l'immagine a 380 nm mostrava la realtà, con la posizione reale dei due oggetti:Allora tutto quadrava e la ripresa CCD multibanda dell'ostica nana bianca era finalmente stata effettuata.L'immagine della Fig. 12 col filtro a 340 nm è data dalla compositazione di 5 immagini singole (le migliori) :la relativa maggior estensione delle immagini stellari rispetto a quella della Fig 13 (filtro da 380 nm) è dovuta non tanto ad una peggiore messa a fuoco, quanto all'alone della radiazione UV attorno agli oggetti luminosi.
Referring to the point 5) the relative position of Sirius A & B, this was much more difficult than I could thought, for the following reason: observing the image in Fig. 6 (the first I took on december 23), with north in its low end, it may seem obvious that Sirius A is the brighter object, in the upper part of image, and Sirius B the dimmer star below it.Anyway, comparing the image with the System orbit diagram shown in Fig 7 it doesn't match, and to to this, it ought to be rotated of 180°.Such a rotation had no rational explanation, so a some doubts began to bear in my mind.I checked again every source of possible reflections, but nothing, it seemed everything be OK , checked once again the image orientation, but nothing: it looked like the image must be 180° rotated to match.At last, I remember that, looking to the Chandra Xray observatory image, I had first thought Sirius A be the brighter object, while it was the contrary, so I had the idea to repeat the observation, using another type of filter: similar to that of 340 nm CWL i used on december 23 2005, but of 380 nm CWL; well, the images, hereunder shown,speak by themselves:the UV emission of the hottest Sirius B are going to grow toward the shortest wavelenght so at 340 nm the UV signature of the star is more intense than that of Sirius A : going toward the longest wavelenghts and the visible part of the spectrum, the trend is inverted, and Sirius A appears more bright.Note that the greater star images in the 340 nm photo aren't due , in my opinion, at a telescope focusing problem, but to the UV halo surrounding the bright stars.Both images are the stacking of a few shots (5 for the 340 nm image, and 6 for the other).
Fig.12 Fig 13
Una prova di tale situazione è data dall'esame del flusso UV dello spettro tra 1000 e 3500 A di Sirio B (fonte ESA) riportato nella immagine sottostante, nel quale si nota un picco di intensità proprio in corrispondenza dei 3350 A.
An evidence of such an observation is given by the Sirius B UV flux between 1000 and 3500 A reported in the following ESA image, that shows an UV intensity peak just at 3350 A.
Una ulteriore conferma della posizione è data dall'immagine dello Hubble Space Telescope dell'ottobre 2003 del sistema di Sirio A e B.Opportunamente ruotata per ottenere lo stesso orientamento, nella predetta immagine, l'angolo dell'asse tra le due stelle coincide quasi completamente con quello della mia , come si può osservare nella elaborazione in Fig. 14: una piccola differenza angolare è dovuta al non perfetto parallelismo della camera con l'asse di declinazione della montatura. A further confirm of the correct mutual position of the two stars is given from the following image, in which the central part of image of Fig 13 has been superimposed as negative layer on last HST image of Sirius System (set with the same orientation).A little angular difference is due to the not perfect alignment between the camera and the mount declination axis
Fig. 14 E' opportuno parlare ora dei filtri, dei comuni filtri per microscopia in fluorescenza, centrati su 340 e 380 nm, probabilmente filtri di eccitazione.Essi hanno svolto in modo egregio il loro compito, selezionando l'UV vicino nella luce in arrivo e consentendo la ripresa, altrimenti non possibile per l'eccesso di radiazione blu di Sirio. Tali filtri non sono lavorati a tolleranze ottiche superiori, ma hanno il pregio di essere fortemente selettivi avendo il compito di filtrare accuratamente la luce in arrivo sul campione da una lampada UV facendo in modo che la radiazione sia esclusivamente quella desiderata.Nella figura 14 sono mostrati i filtri in questione nel porta filtri lineare. Notare la notevole differenza tra il filtro da 380 nm (a destra) e quello da 340 nm (a sinistra) nell'assorbimento della luce.Quest'ultimo appare quasi nero-violaceo e lascia passare una modestissima quantità di luce visibile, mentre l'altro lascia intravedere un'immagine (fig 15).
It is useful, now, to talk about the filters used : common fluorescence microscopy excitation (I think) filters, with 340 and 380 nm CWL ; I don't know exactly the passband , but it could be about 30/40 nm the,Such a filters haven't, in my opinion, a very good optical quality, but are very useful for the job, for they must let pass, from an UV lamp, exclusively the UV radiation to the object being examined in fluorescence.They are then very selective.These filter mounted on the filter holder are shown in Fig 14. Note the density of the 340 nm filter (on the left) compared to that of 380 nm one (on the right): the first appears almost black - violet and , looking through it the visible image is extremely dim , whilst the second appears deep blue and let some visible light pass trough it (Fig 15).
Fig 14
Fig 15 Un discorso a parte merita la camera utilizzata, una Starlight X Press MX 716 USB con sensore Sony ICX249AL Ex view, dalla notevole risposta spettrale nell'UV vicino (34% circa a 400 nm, circa 32,5% a 380).La sensibilità nell'UV di tale camera è stata infatti per me un'assoluta novità, ed una piacevole sorpresa, ed ha reso possibile le riprese descritte in questa pagina.Ritengo utile riportare, di seguito, il grafico dell’efficienza quantica del sensore Sony della MX 716 paragonato a quello dei sensori Kodak KAF 401 (Fig. 16).Occorre anche tener conto, a tale proposito, di un possibile “appiattimento” della curva tra i 350 ed i 300 nm (con una probabile QE di 28% a 340), segnalato, oltre che dalla mia, anche dalle esperienze di altri amatori.Sembra, quindi che tale camera sia particolarmente idonea per le riprese CCD nella banda spettrale UVA.
Another point of interest is the noticeable UV spectral response of the CCD camera being used, a Starlight X press MX716 USB, with a Sony ICX249 AL EX view chip, whose spectral response is 34% at 400 nm and 32,5% 20% at 380 nm .This was a pleasant new that made possible to obtain the images shown above.I think it is useful to show, hereunder, a QE graph of Sony chip,compared to those of Kodak KAF 401 series.It must be considered, on the point, of a possible flattening of the curve between 350 and 300 nm(with a possible 28% QE at 340 nm.
Il Sistema di Procione A e B: vicino al limite Procyon A & B system: near to the limit
I risultati positivi ottenuti con le riprese del sistema di Sirio A e B mi hanno convinto a tentare un'impresa ancora più difficile, al limite dell'impossibile con strumenti amatoriali: Procione splendeva in queste serate invernali a poca distanza da Sirio, e costituiva una possibilità troppo invitante per lasciarsela sfuggire:Il metodo era stato collaudato con successo: perchè quindi non tentare? La brillante stella della costellazione del Cane minore costituisce, come Sirio, un sistema doppio formato da una stella di sequenza principale, classe F5, mag.vis. 0.38 ed una nana bianca, Procione B, classe DA e mag. 10.64, con una massa di 0.65 volte quella del sole:essa è poco più grande della terra (ca il 30%) e la sua densità è superiore persino a quella di Sirio B: le due stelle distano 11,41 anni luce dalla terra e sono separate da circa 14,9 UA (circa 16 volte la distanza terra-sole) con un'orbita ellittica attorno al comune centro di massa che Procione B completa in ca. 40,8 anni.La differenza di luminosità di 15.000 volte e la distanza angolare da terra (attualmente ca. 3 secondi d'arco) rende le due stelle difficilmente distinguibili ai telescopi amatoriali, tantè che non sono riuscito a trovare, sul web, notizia di riprese analoghe da parte di amatori.Procione B fu scoperta visualmente nel 1896 da John Schaeberle col rifrattore da 36 " del Lick Observatory.
The positive results obtained with Sirius System imaging, made me ready to try another ,more difficult, attempt: the Procyon A -B imaging, near the limit of amateur chances.Procyon shined, in that winter evening, not far from Sirius: it was a true temptation: why not?The method was tested and succeed: it was the case to give a try.The bright star of Canis Minor constellation , Procyon , like Sirius, has a companion star , Procyon B.Procyon belong to F5 spectral class,vis. mag. 0.38, while Procyon B is a white dwarf, class DA , vis mag. 10,64, with a 0.65solar mass in a diameter a little bigger than earth, its density is higher than Sirius B and its orbit around the common mass center takes 40.8 years.The brightness difference of 15,000 between the two components and the reduced angle of sight from earth (about 3 arcsecs) make the two stars' splitting a very difficult task for amateur telescopes, near the limit: I didn't find, till now, any evidence of other amateur imaging of the system.Procyon B was visually discovered in 1896 from John Schaeberle by the 36" refractor at Lick Observatory.
La prima serata di seeing accettabile, il 7 gennaio 2006, preparai quindi il telescopio per tentare l'impresa, al fuoco diretto del C11, anche se ero consapevole che la focale di 2800 mm e la risoluzione di 0.6 arcsec/pixel sarebbe stata probabilmente insufficiente per mostrare Procione B.Feci tre serie di riprese: una senza filtri, una col filtro da 340 nm ed una col filtro da 380 nm: il risultato, mostrato qui di seguito , parla da solo (Fig 1, 2 e 3): come pensavo, la focale era sufficiente a mostrare l'elongazione di Procione, ma insufficiente per una separazione più completa dei due componenti.L'immagine a 340 nm mostra inoltre , intorno a Procione B un alone probabilmente dovuto dovuto all'emissione UV , e la relativa immagine stellare è dilatata a similitudine di quanto accaduto per Sirio B.Le immagini ottenute sono la media di 16 immagini singole per le riprese a 340 nm, di 8 immagini per le riprese a 380 nm e 3 immagini per quelle senza filtro.
The first good seeing evening, on january, 7 2006, I set the scope to try the Procyon B imaging, at the prime focus of C11, notobstanding I was aware that the focal lenght of 2800 mm and a 0.6 arcs/pixel resolution couldn't be enough to split the double star.I took three series of images (Fig 1, 2 and 3) one without filter, one with the 340nm filter, and the last with 380 nm filter.The result speak by itself: the relative short focal lenght used showed only the elongation of Procyon A due to the presence of Procyon B, but wasn't able to split the two components.The 340 nm image showed, furthermore, a light halo, probably due to the UV emission of Procyon B, with a larger star image, as happened with Sirius B.The images obtained are the median of 16 single shot at 340 nm , 8 at 380, and 3 without filters.
Fig 1: Procyon image on 7.1.2006 with no filter
Fig 2 Procyon image on 7.1.2006 with 340 nm filter Fig 3 Procyon image on 7.1.2006 with 380 nm filter
Alcune sere dopo, il 12 gennaio 2006, posi la camera MX 716 al fuoco del C11 ad F20, utilizzando una Barlow Ultima 2X, per una FEQ di 5600 mm ed una risoluzione di 0.3 arcsec /pixel.Stavolta la risoluzione doppia mi permise di sdoppiare abbastanza nettamente le due componenti a 380 nm, (Fig.4).Il setup e l'orientamento della camera era stato identico a quello della ripresa di Sirio B.
A few evenings later, on january, 12 , 2006 I put the camera MX 716 at the C11 F20 focus, using a 2X Ultima Barlow lens, with a EFL of 5600 mm and a resolution of 0,3 arcsec/pixel and the 380 nm filter.Now, the doubled resolution let the scope to split the two components of the system: The 340 nm images were not good, due to the larger star images and to the seeing not excellent.
Fig 4 - Procyon A B system imaged on 12.1.2006 by 380 nm filter
L'orientamento della camera era sempre lo stesso, mentre per la definizione dell'angolo di posizione reciproco dei componenti nell'orbita mi sono avvalso del diagramma indicato al seguente link di Richard Dibon Smith: http://www.dibonsmith.com/cmi_con.htm The camera orientation was always the same, while, to define the position angle between the two stars in their orbit, I used the diagram , found in the web at the following link of Richard Dibon Smith: http://www.dibonsmith.com/cmi_con.htm
Osservando l'immagine della Fig 4, ottenuta nella zona spettrale ai confini tra UV e visibile, viene spontaneo di chiedersi quale sia il contributo di Procione B (Classe DA, nella quale risultano evidenti le righe della serie di Balmer) allo spettro a media risoluzione di Procione mostrato in Fig 5 ed ottenuto da chi scrive con CLAUS, nella riga dell'Hdelta a 4102 A, che appare di una intensità relativa maggiore delle righe più spostate verso il verde (Hgamma, H beta) ; purtropppo però indagini di tale livello superano la possibilità di un astrofilo, e forse anche di alcuni osservatori professionali.
Watching the image in Fig.4, obtained in the spectral region at the border between UV and visible, It could be spontaneous for us to wonder in what measure the Procyon B (DA class, in which the hydrogen Balmer serie lines are evident) spectrum may contribute to the overall emission of Procyon spectrum shown in Fig 5, (I imaged it by CLAUS medium resolution spectroscope) considering that H delta absorbing line at 4102 A seems to be quite stronger than the others Hydrogen lines toward the green band.
FIG 5
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Il Sistema di Procione A e B: uno studio amatoriale Procyon A & B system: an amateur study
I risultati positivi ottenuti con le riprese del sistema di Sirio A e B mi hanno convinto, due anni fa, a tentare un'impresa ancora più difficile, al limite dell'impossibile con strumenti amatoriali: Procione splendeva nelle serate invernali del 2006 a poca distanza da Sirio, e costituiva una possibilità troppo invitante per lasciarsela sfuggire:Il metodo era stato collaudato con successo: perchè quindi non tentare? La brillante stella della costellazione del Cane minore costituisce, come Sirio, un sistema doppio formato da una stella di sequenza principale, classe F5, mag.vis. 0.38, temperatura superficiale di circa 6500° ed una nana bianca, Procione B, di mag. 10.64-10,90 (con un notevole margine di incertezza nelle determinazioni ) con una massa di 0.65 volte quella del sole racchiusa in un diametro di circa 8500 Km, appena più grande di quello della terra. La sua densità è tuttavia superiore persino a quella di Sirio B: le due stelle del sistema di Procione distano 11,41 anni luce dalla terra e sono separate da circa 14,9 UA (circa 16 volte la distanza terra-sole) con un'orbita ellittica attorno al comune centro di massa che Procione B completa in 40,6 anni.La differenza di luminosità di 15.000 volte e la distanza angolare da terra (attualmente ca. 2,5 secondi d'arco) rende le due stelle molto difficilmente separabili con telescopi amatoriali, tantè che non sono riuscito a trovare, sul web, notizia di riprese analoghe da parte di amatori, e penso non ci siano mai state. Riprese professionali del sistema sono state effettuate dall'IRFT (NASA Infrared Telescope a Mauna Kea), telescopio infrarosso da 3 mt di apertura a Mauna Kea nel 1995 (Fig 1 ), dall'HST (1995) e dall'ESO, lo HST ne ha, inoltre, recentemente esaminato lo spettro, rinvenendovi righe del carbonio, del magnesio e del ferro,e quindi la presenza di elementi pesanti, cosa che ha comportato la riclassificazione della nana bianca da DA alla ben più rara classe DQZ , con una temperatura superficiale di circa 7800 K ..Procione B fu scoperta visualmente nel 1896 da John Schaeberle col rifrattore da 36 " del Lick Observatory e da allora osservata visualmente con numerose misurazioni ufficiali dal 1896 al 1997.
The positive results obtained with Sirius System imaging,two years ago, made me ready to give another ,more difficult, try: the Procyon A -B imaging, near the limit of amateur chances.Procyon shined, in that 2006 winter evening, not far from Sirius: it was a true temptation: why not?The method was tested and succeed: it was the case to give a try.The bright star of Canis Minor constellation , Procyon , like Sirius, has a companion star , Procyon B.Procyon belong to F5 spectral class,vis. mag. 0.38, and lies at 11,41 L.Y from the earth, while Procyon B is a white dwarf, vis mag. 10,64-10,90, with a 0.65solar mass in a diameter a little bigger than earth, its density is higher than Sirius B and its orbit around the common mass center takes 40.6 years.The brightness difference of 15,000 times between the two components and the reduced angle of sight from earth (about 3 arcsecs) make the two stars' splitting a very difficult task for amateur telescopes, near the limit: I didn't find, till now, any evidence of other amateur images of the system.Procyon B was visually discovered in 1896 from John Schaeberle by the 36" refractor at Lick Observatory.Recently, HST spectrograph took a spectrum of the object in the range 1800-10.000 Angstrom, finding carbon, mg , and iron lines, and for that the dwarf was reclassified from a quite common DA to a much more rare DQZ class, with a surface temperature of about 7800 K.Professional images of Procyon B were obtained by 3 mt NASA Infrared Telescope Facility atop Mauna Kea (Fig 1 ), and by HST , both in 1995, and by ESO.
Fig 1- L'immagine IR (K Band) NASA del 1995, col riflettore da 3 m di Mauna Kea, con la primaria nascosta da un disco occultore (Coronografo) .L'immagine originale (nord in alto) è stata ruotata in modo da orientarla col nord in basso,rendendola confrontabile con le altre dell'articolo. NASA IRTF image of Procyon system on 1995 (IR -K Band) with the primary hidden by an occulting disk.The image was rotated in order to make it comparable with the others of present work.
Il 7 gennaio 2006, preparai il telescopio per tentare l'impresa, al fuoco diretto di un Celestron 11, anche se ero consapevole che la focale di 2800 mm e la risoluzione di 0.6 arcsec/pixel con CCD Starlight MX 716 sarebbe stata probabilmente insufficiente per mostrare Procione B.Feci tre serie di riprese: una senza filtri, una col filtro da 340 nm ed una col filtro da 380 nm (gli stessi per microfotografia in fluorescenza, origine LOMO, che avevo utilizzato per riprendere Sirio B, vd. apposita pagina web) : il risultato, mostrato qui di seguito , parla da solo : come pensavo, la focale era sufficiente a mostrare l'elongazione di Procione, ma insufficiente per una separazione più completa dei due componenti.L'immagine a 340 nm non era nitida in quanto mostrava un alone probabilmente dovuto dovuto all'emissione UV ed al seeing , mentre quella senza filtro e quella con il filtro da 380 nm sono rispettivamente la media di 3 e 8 immagini (Fig 2 e 3 ) .La camera usata era stata, come detto, una Starlight MX 716 in binning 1x1, ed alla lastra correttrice del catadiottrico era stata anteposta la maschera esagonale di cartone nero già usata per Sirio B. On january, 7 2006, I set the scope to try the Procyon B imaging, at the prime focus of C11, notobstanding I was aware that the focal lenght of 2800 mm and a 0.6 arcs/pixel resolution couldn't be enough to split the double star.I took three series of images :with no filter and with 340 and 380 nm UV filter (the same fluorescence microphotography filter by LOMO, I used to image Sirius B, see the web page).The result speaks by itself: the relative short focal lenght used showed only the elongation of Procyon A due to the presence of Procyon B, but wasn't able to split the two components.The 340 nm image wasn't good , with a light halo, probably due to the UV emission of Procyon B and to the seeing .The images hereunder shown (Fig 2 and 3) are the median of 8 frames at 380nm, and 3 without filters.The CCD camera was a Starlight XPress MX 716 in binning 1x1, and over the corrector lens of the Schmidt- Cassegrain I put the same cardboard exagonal mask used to image Sirius.
Fig 2- Procyon image on 7.1.2006 with no filter
Fig 3 - Procyon image on 7.1.2006 with 380 nm filter C11 @ f10
Alcune sere dopo, il 12 gennaio 2006, posi la camera MX 716 al fuoco del C11 ad F20, utilizzando una Barlow Ultima 2X, per una FEQ di 5600 mm ed una risoluzione di 0.3 arcsec /pixel.Stavolta la risoluzione doppia mi permise di sdoppiare abbastanza nettamente le due componenti a 380 nm, , mentre ancora le immagini del filtro a 340nm non apparivano altrettanto buone (Fig.4e 4b) .Il setup e l'orientamento della camera era stato identico a quello della ripresa di Sirio B. A few evenings later, on january, 12 , 2006 I put the camera MX 716 at the C11 F20 focus, using a 2X Ultima Barlow lens, with a EFL of 5600 mm and a resolution of 0,3 arcsec/pixel and the 380 nm filter .Now, the doubled resolution let the scope to split the two components of the system: The 340 nm images were still not good, but the CWL 380 nm filter did the job (Fig 4 and 4b).
Fig 4 - Procyon A B system imaged on 12.1.2006 Fig 4b- Procyon A B system imaged on 12.1.2006by 380 nm filter C11 @20 by 340 nm filter C11 @20
L'orientamento della camera era sempre lo stesso, mentre per il controllo dell'angolo di posizione reciproco dei componenti nell'orbita mi sono avvalso in prima battuta dell'orbita prevista del sistema rinvenuta sulla pagina web di Richard Dibon Smith: http://www.dibonsmith.com/cmi_con.htm. The camera orientation was always the same, while, to define the position angle between the two stars in their orbit, I used the orbit found on the web page of Richard Dibon Smith: http://www.dibonsmith.com/cmi_con.htm
Nel 2007 non ebbi occasione di effettuare riprese di Procione B, mentre quest'anno, nel febbraio 2008, ho voluto ripetere l'esperienza approfittando anche di un nuovo strumento che era entrato a far parte del mio parco ottiche,un Celestron 14 XLT con una nuova montatura : una 10 Micron GM 2000. Insieme costituiscono un ottimo setup per ricerche di tipo evoluto, quale quella che mi apprestavo a compiere.Anche la camera CCD era ne frattempo cambiata, ed utilizzavo una ATIK 16 HR con sensore Sony ICX 285 AL.La mia prima preoccupazione fu di mettere in opera una maschera di cartone esagonale di diametro adeguato per il C14, e l'impresa, devo dire, pur non difficile, fu meno semplice che per il C11, ma alla fine questa fu completata e pronta per essere usata. Le prove di integrazione del sistema di Procione furono effettuate, col descritto setup, in tre sere,il 2, il 5 ed il 6 febbraio, applicando la maschera esagonale al telescopio in modo tale da porre Procione B in una delle valli dell'immagine di diffrazione, ed alla camera una barlow 2X Ultima, lievemente distanziata dalla battuta del portaoculari, per una focale di circa 9000 mm (ad una risoluzione di 3 arcsec x pixel, tenuto conto che la camera era usata in binning 2x2):Anche il filtro era cambiato, ed adottavo uno Hoya UV da 340 nm, piuttosto selettivo.Il setup completamente diverso dal precedente, ma una risoluzione analoga permetteva non solo di dimostrare senza ombra di dubbio l'efficacia della ripresa attuale, ma anche di confermare la bontà della precedente.Dall'esame delle riprese le migliori sono risultate quelle del giorno 6 febbraio (Fig 5) media di 10 frames fits da 0.2 secs con la camera Atik 16 HR in binning 2 x 2.
In 2007 I had no chance to take Procyon B images, so this year, on february 2008, I did it with a new setup: a Celestron 14 XLT Schmidt Cassegrain and a 10 micron GM 2000 mount, and an Atik 16 HR CCD with a Sony ICX 285 AL CCD sensor.My first job was to set a cardboard hexagonal mask to fit the C14 tube set in a position useful to put Procyon B in the space between two diffraction spikes, and this wasn't an easy task, but at last I did it.The camera integrations to the Procyon system were done on february 2, 5, and 6 2008, applying the mask to tube and a 2X barlow lens to the camera, put a little out the 31,8 eyepiece holder in order to slightly increase the focal lenght up to 9000 mm for a 3 arcsecs resolution per pixel, considering that the camera was binned 2 x 2.The setup quite different from the previous one was a good test for the previous and the actual Procyon B splitting.The best images were those taken on february,6, by the above mentioned setup, and the result is shown in Fig 5, median of 10 single frames, 0.2 secs each, with the Atik 16 HR in binning 2 x2.
Fig 5 - Procyon A-B system image on february 6 2008 by a C14 @ f25 and a Atik 16 HR camera binned 2 x 2- median of 10 mins images 0,2 secs each.
E' bene a questo punto svolgere le seguenti considerazioni: 1- il "core" di Procione A risulta nell'immagine più piccolo di quello della compagna, a causa della differente intensità di emissione delle due stelle nella regione spettrale nella quale è stata effettuata la ripresa, abbastanza diversa da quella del C11 nel 2006.Si è in pratica ripetuto, anche se in misura inferiore a causa della minore temperatura superficiale relativa di Procione B (e quindi della minore emissione UV), quello che avevo verificato per Sirio B.Tale assunto è anche dimostrato dalla banda spettrale del filtro HOYA U 340, che a 330 nm (limite delle ottiche e della camera) presenta ben il 80% di trasmissione (Fig 6) : 2 - La distanza in pixel tra i centri delle due componenti risulta essere di 11 pixel, pari a circa 3,3 secondi d'arco alla risoluzione usata di 0,3 arcs/pix, mentre avrebbe dovuto essere di 2,5 arcsecs,.Ciò, insieme al fatto che l'angolo delle due immagini da me riprese, nel 2006 e nel 2008, non corrispondeva esattamente all'orbita che avevo usato come riferimento, mi imponeva ulteriori approfondimenti sui dati ufficiali e sull'orbita stessa. 3 - I "core" delle due stelle nelle immagini riprese il 2 ed il 6 febbraio differiscono lievemente nella loro posizione reciproca a causa della deformazione indotta dal seeing e dalla posizione della maschera (Fig 7 e 8).Ho quindi ritenuto di mediare le due immagini ai fini della determinazione dell'angolo di posizione della secondaria nell'orbita intorno alla primaria nelle osservazioni del 2006 e del 2008 in luce UV a 340 nm (Fig 9). Now, some considerations: 1-The Procyon A core is in the image quite smaller than the one of Procyon B, due to the different emission of two stars in the spectral region in which the image was taken: such idea is confirmed from the spectral range of Hoya U 340 filter, that at 330 nm CWL (the camera's and optics' limit) has an 80% transmission of incoming radiation. 2-The distance in pixel between the two stars is of 11 pixel, say about 3,3 arcsecs at the used resolution of 0,3 arcsecs x pixel, while it ought to be about 2,5 arcsecs.This , with the circumstance that the images didn't match perfectly to the orbit I used as reference, made me do further studies on such orbit and its parameters. 3-The two stars center axis differs a little in the 2 and 6 february images, probably due to the seeing deformations( the camera position was the same) ad to the position of the mask (Fig 7 - 8), so i decided to make a median of them in order to set the position angle of secondary in the orbit for my 2006 and 2008 observations in UV light at 340 nm cwl(Fig 9).
Fig 6 - Hoya U340 filter Bandpass
Fig 7 - 2.2.2008 Image Fig 8 - 6.2.2008 Image
Fig 9 -Angolo apparente dell'orbita della secondaria intorno alla primaria nel periodo in base alle mie osservazioni
Sulla base dell'angolo risultante dalle mie osservazioni, risulta evidente la non completa rispondenza dei punti dell'orbita della secondaria nel 2008 con quella precedentemente illustrata, nell'angolo tra i 180 e i 270°, in particolare per il 2008.In sintesi la mia osservazione del 2008 occupa il punto previsto per il 2010, cosa che mi ha fatto non poco pensare e riflettere, anche perchè sembra che dal 1997 in poi non ci siano state osservazioni professionali del sistema di Procione, e quindi i dati dell'ultimo decennio dovrebbero essere stati estrapolati in base ai calcoli.Mi è stato molto utile, ai fini della ricostruzione dell'orbita , un articolo del Prof. Giuliano Romano sul numero 39 della rivista "L'Astronomia" del dicembre 1984 con alcuni dati certi (il passaggio al periastro di Procione B nel gennaio 2007) ed una rappresentazione grafica dell'orbita più rispondente alle posizioni da me osservate.Ho quindi effettuato una ricostruzione dell'orbita avvalendomi dei dati certi delle osservazioni del 1896 e del 1997 (Washington Double Star Catalog),con angoli di posizione rispettivamente 320 e 55°, della posizione dell'osservazione del IRTF ed HST (1995) (43°), dei dati riportati nel predetto articolo, e delle mie osservazioni del 2006 e del 2008.Il risultato è stato il seguente: The points on the orbit corresponding to my observations, particularly those of 2008, didn't match perfectly the points of the previous showed orbit, in the range between 180 and 270°:the point of my 2008 image occupies the 2010 point in the orbit.That made me think and do further researches on the topic.I found an article on the "L'Astronomia" italian montly magazine issue of December 1984,by Prof. Giuliano Romano , in which there was some datas and another orbit that matches better my observations.Particularly, it said that the periastro passage of the secondary would have happened on January, 2007.Then I redrew the orbit on the basis of certain datas as the position angles of professional observations of 1896 and 1997 (320 and 55°) from the Washington Double Star Catalog, the position of secondary in the IRTF and HST images,(43°) and my observations of 2006 and 2008.The result is shown hereunder:
In conclusione, le mie osservazioni del 2008 si inseriscono con un lieve margine di errore probabile per la posizione (3-4°), ed un maggiore errore probabile per la separazione pari a 2,5 pixel (0,8 arcsecs) nell'orbita desunta dai dati professionali.L'errore di separazione potrebbe essere in parte dovuto alla maschera esagonale anteposta alla lastra correttrice dello strumento che produce un lieve "stiramento" dell'immagine stellare nella direzione delle cuspidi di diffrazione ,anche se l'asse delle due stelle non vi coincide,ma è comunque nella direzione, come nel caso in esame.Si consiglia quindi, per una determinazione di separazione precisa, l'uso di un dispositivo occultore della primaria, come effettuato in alcuni dispositivi professionali (IRTF), anche se questo presuppone focali elevate ed è di difficile costruzione per un amatore.Curiosamente, anche la separazione desunta dalle immagini dell'HST del 1995 denunciò una differenza pari a 4 pixel rispetto a quelle del Coronografo IRTF dello stesso anno (4,93 arcsec contro 5,12 del Co IRTF) .A titolo di pura curiosità si osserva che la media dei due valori porterebbe ad una separazione esattamente coincidente con le mie osservazioni. In realtà, come risulta dall'eccellente studio professionale di T.M.Girad ed altri sulla rideterminazione delle masse del sistema di Procione ("A ridetermination of the mass of Procyon"- Astronomical Journal- May 2000) tali incertezze sono state piuttosto comuni negli studi sul sistema,dai quali si desume un certo grado di difficoltà nella determinazione delle masse delle primaria e della secondaria che si riflette sull'orbita. Il presente lavoro sembra comunque essere il primo approccio amatoriale allo studio del sistema di Procione.
My 2008 observations presents a small error in position (may be 3- 4 °) and a stronger error in separation of 2,5 pixels (about 0.8 arcsecs) respect to the orbit drawn on the basis of official datas.The error in separation could be partially originated by the diffraction pattern of the hexagonal mask that cause a small elongation of star image in the diffraction spikes direction.Better results in the separation determination could be obtained by the use of an occulting device of the primary, as some professional research did (IRTF).Strangely , the separation datas obtained from HST and IRTF coronograph in 1995 showed a 2 pixel difference (4.93 arcsecs vs 5.12).The excellent study of T.M. Girard and others ("A ridetermination of the mass of Procyon" - Astronomical Journal - May 2000) showed the complexity of the task of determination of the mass of the two components of the system and its orbit. The present study seems to be the first done by amateurs on the topic.
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