Spettroscopia stellare e degli oggetti
del cielo profondo
Stellar and deep sky objects spectroscopy
L'approccio della spettroscopia all'indagine sulle stelle e sugli oggetti del cielo profondo è alquanto diverso da quello adottato per il sole.A prescindere dall'ovvia differenza contenutistica e scientifica la spettroscopia stellare, perlomeno a livello delle possibilità degli amatori,essa richiede una strumentazione diversa: gli strumenti ed i reticoli ad alta dispersione ed elevato potere risolutivo saranno, a mio avviso, utili solo in circostanze particolari dettate dall'esigenza di isolare una determinata riga dello spettro di una stella, mentre nella grande maggioranza dei casi verranno usati reticoli da 200, 300 e non oltre 600 l/ mm.In molti casi ancora saranno estremamente utili i reticoli a trasmissione da 100 o 200 l/mm che, pur nelle limitazioni del loro uso, presentano gli innegabili vantaggi di un uso immediato, dell'acquisizione dell'intero spettro, della possibilità di guida sulla immagine di ordine 0 della stella, del raggiungimento di una magnitudine limite molto più elevata di qualsiasi spettroscopio.
Ma andiamo con ordine.
1- Con che cosa acquisire gli spettri
L'acquisizione di spettri stellari potrà avvenire con l'uso di spettroscopi, come quelli di cui si è parlato nella sezione strumenti, applicati al primo fuoco, od al fuoco ridotto di un telescopio commerciale tenendo conto del peso aggiuntivo del setup spettroscopio-camera (anche 4-5 Kg), che postula uno strumento robusto ed una montatura di adeguate capacità di carico.Gli Schmidt Cassegrain, i Matsukov Cassegrain e strumenti con fuoco a spostamento del primario sono particolarmente adatti in quanto non hanno problemi di flessione del fuocheggiatore ed una culatta particolarmente robusta.
In alternativa, con un potere dispersivo e risolutivo ridotto, ma con una grande facilità e semplicità d'uso, potranno essere usati dei reticoli a trasmissione o complessi reticoli-prismi (grism), alcuni montati come filtri da 31,8 mm che possono essere uniti al portaoculari della camera, sempre al fuoco di un telescopio.
Una terza possibilità è data dal montaggio di un reticolo a trasmissione davanti all' obiettivo di una camera CCD o di una fotocamera digitale, con la possibilità di riprendere contemporaneamente gli spettri di tutte le stelle del campo inquadrato, cosa molto utile nel caso in cui si vogliano effettuare confronti e comparazioni.
Quanto alle camere CCD, è meglio precisare che le videocamere CCD non raffreddate sono adatte in genere per la ripresa di spettri stellari di una certa luminosità, e divengono inadatte per magnitudini più alte, data la loro limitata sensibilità.Le camere CCD di elevata sensibilità, come quelle back-illuminated sono le migliori , ma anche molto costose.Nell'ambito delle camere CCD consumers la scelta potrebbe a mio avviso andare su camere con sensori molto sensibili, con una elevata QE in tutto lo spettro visibile, sino ad una certa parte dell'IR e dell'UV: quelle senza microlenti sarebbero da preferire in quanto l'incremento di sensibilità ha anche l'effetto di un "ringing" nell'immagine di output che mentre non ha alcun effetto nell'imaging, può alterare il continuo ed interferire con l'intensità delle righe spettrali.Il recente, grande sviluppo dei sensori CMOS per fotocamere rende appetibile anche tale strumentazione per l'indagine spettroscopica, a patto di non avere grandi pretese e di non andare a fondo con la magnitudine limite.
2 - Che cosa acquisire all'inizio
Il mio consiglio è quello di iniziare sempre con spettri di stelle luminose delle varie classi, iniziando non da quelle di classe O o B (le prime della celebre serie OBAFGKM) ma con quelle di classe A (come Vega e Sirio, per intenderci) nelle quali le righe di assorbimento delle serie di Balmer dell'Idrogeno sono molto intense e di facile individuazione.Ciò costituirà un notevole aiuto quando si tratterà di procedere alla identificazione delle righe per la calibrazione.Tuttavia già so per esperienza che il solo fatto di osservare quella sequenza di righe scure che raccontano la vita, presente e futura di quel puntino luminoso costituisce una grande soddisfazione e lo stimolo per un 'ulteriore passo avanti in questa appassionante nuova (per gli astrofili) frontiera.
The approach of spectroscopy to the stars and others deep sky objects is quite different from the one to the sun.It require a different instrumentation: spectroscopes and grating of high dispersion and resolving power will be useful only in the case we want to isolate a certain line, while in the great part of cases will be used grating up to 600 l/mm.Will be, furthermore, particularly useful transmission gratings of 100 and 200 l/mm, that have some limitations, but the great advantage to acquire the whole spectrum and to reach a limiting magnitude far higher to the one of a normal spectroscope.
1-What to use to get spectra
The acquisition of stellar spectra can be done by one of spectroscopes mentioned in the instruments section applied at the first focus (or reduced focus) of a telescope, considering the noticeable further weight (till 4-5 Kg) of the system spectroscope- camera.This require a very hard and stable focus system or, better, a telescope with a moving mirror focus system, as Schmidt Cassegrain and Matsukov Cassegrain, that have no flexure problems at all.Alternately, as said before,can be used transmission gratings of low dispersion (100-200 l/mm) or complex gratings-prisms (grisms) , some of which to be mounted at the end of camera of a normal filter, and always at the prime focus of a telescope.A third chance will be the use of such a grating in front of the lens of a digital camera or CCD camera in order to acquire many spectra simultaneously.About the CCD cameras, webcam, videocameras and generally not cooled CCD cameras aren't well suited for this job: they can acquire spectra of bright stars, but they lack going toward higher mags.Very sensitive and cooled CCD cameras with a high quantum efficiency across the whole visible spectrum until the IR and UV are the best choice.
2- What to acquire at the beginning
My advice is to begin always with bright stars, but those of A class (as Vega, Sirius and so on) where the Hydrogen absorbtion lines of Balmer serie are more evident and intense.This will be an immediate satisfaction and an useful aid for the calibration procedure.Anyway the observation of these features in a far star will be an impulse for a further step in this exciting new field.
Semplici spettri di stelle luminose e loro comparazione
Simple bright star spectra and their comparison
L'osservazione e la ripresa CCD di spettri di stelle luminose è praticamente alla portata di tutti, a patto che si possegga un telescopio, una montatura equatoriale ed uno spettroscopio, anche semplice.Qui di seguito è riportato un confronto tra le righe dell'Idrogeno della serie di Balmer nel blu di alcune stelle appartenenti a diverse classi stellari, nel quale è evidente la maggiore larghezza ed intensità delle righe nelle stelle di classe A, in particolare quelle A0 (CLAUS spectroscope).
Observation and CCD imaging of bright stellar spectra is possible for all amateur witha telescope, an eq mount, and a spectroscope, also a very simple one as a grism.The following image is reported a comparison between the Hydrogen balmer serie lines in the blue for some stellar class, note the strong appearence of lines in A0 class (CLAUS Spectroscope).
Richiamiamo ora un altro esempio facile, lo spettro della stella Vega ripreso con un reticolo a trasmissione da 100 l/mm, e cerchiamo di interpretarne le caratteristiche , ecco cosa si ottiene in sequenza:
Let us recall another simple example:the spectrum of Vega taken by a transmission grating of 100 g/mm and try to understand its features:
1- Acquisizione dello spettro bidimensionale, lo spettro, preso con una Camera CCD col reticolo avvitato sul suo "naso" da 31,8 mm appare sullo schermo del PC all'incirca così:si nota l'immagine centrale della stella (ordine 0) e i due ordini successivi,+1 , a destra, e -1 a sinistra.Lo spettro di destra è molto più luminoso in quanto il reticolo è blazed per l'ordine +1, ovvero convoglia il massimo dell'energia luminosa in tale ordine.
Acquisition of bidimensional spectrum: the spectrum, shot by a CCD camera with the grating on its 31,8 "nose" appears as below, with the 0 order star image in the center and the two +1 and -1 order spectra on its right and left sides.The right spectrum is brighter as the grating is "blazed" for +1 order and most of energy is directed in it.
2- Operazione di "binning", ossia di "stiramento" dello spettro nel senso dell'asse Y in modo da rendere più evidenti le righe, ottenendo quanto segue (ovviamente la riga intensa sulla destra è l'immagine della stella e non fa parte dello spettro),tale operazione può essere effettuata con vari softwares: (IRIS, Astroart, lo stesso Vspec) lo spettro è comunque già perfettamente leggibile:
"Binning" operation, say the stretching of spectrum in the direction of Y axis in order to make the lines more visible: it can performed by different softwares:(IRIS, Astroart, Vspec)
3-Ottenimento del profilo spettrale della stella con Visual Spec od altro programma simile, calibrato per la lunghezza d'onda e la risposta del sistema usato (telescopio , camera CCD, spettroscopio).Per i dettagli sulle operazioni di calibrazione rinvio all'apposita sezione sul trattamento degli spettri ed il software relativo.in questo modo conosciamo le righe e quindi gli elementi chimici che compongono la stella.
Spectral profile of the star with Visual Spec or other similar software, calibrated for wavelenght and system (CCD,telescope, spectroscope) response.For details of calibration operations please read the section on spectra processing and related software.
4- Ma con un semplice colpo di mouse è possibile conoscere anche la temperatura superficiale della stella interpolando il profilo con una curva Planckiana fornita da una routine di Vspec.In questo caso la Planckiana di 10.000 K si adatta abbastanza bene alla temperatura superficiale reale di Vega di 9600 K.
By a simple mouse touch it's possible to know the surface temperature of a star, interpolating the profile with a Planckian curve obtained by a VSpec routine.In this case the 10.000 K Planckian curve fits quite well the real star temp of 9600 K.
Ma perchè è così importante conoscere la temperatura superficiale di una stella?: cercherò di rispondere brevemente a questa domanda.Abbiamo visto nell'esempio precedente come le righe dell'idrogeno della serie di Balmer siano particolarmente intense nelle stelle di classe A, mentre tendono a diventare più deboli in quelle di classe F, e, ancor di più, sino quasi a scomparire, in quelle di classe M.Sembrerebbe quindi , a giudicare dall'intensità dell'assorbimento,che nelle stelle di classe A l'idrogeno sia quantitativamente più presente che in quelle di classe M, ma non è vero.Ciò in quanto ogni elemento possiede una propria efficienza nell'assorbire le righe spettrali e tale efficienza dipende dalla temperatura e, in misura minore , dalla densità dell'ambiente in cui si trova.In gas perfetti come quelli degli strati esterni delle stelle la temperatura è proporzionale all'energia cinetica, aumentando pertanto la temperatura, da quella delle stelle di tipo M a quella di tipo A, gli atomi aumentano la propria velocità e collidono più frequentemente in modo che, in una certa parte di essi,gli elettroni acquisiscono energia e possono passare dallo stato fondamentale al secondo livello e le transizioni degli elettroni dal secondo livello ai livelli di energia superiore dà poi origine alla serie di Balmer in assorbimento.Tuttavia, quando si passa a temperature ancora più elevate, classi B e O, le violentissime collisioni ionizzano l'atomo di idrogeno, che non produce più le righe di Balmer in assorbimento, anche se le stelle di tali classi non mancano assolutamente di Idrogeno.
But why is so important to know the surface temperature of a star? We saw, in the previous example, that the Balmer hydrogen serie lines are particularly intense in the class A stars, while they become less visible in the class F and even more in the M class.It may seem, at a first look, that hydrogen is more present in the class A stars then in class M, but it isn't true.This for every element has a particular efficiency in the spectral lines absorbtion, and it depends first on the temperature and ,and second on the density of surrounding environment.In perfect gas as that of stellar atmosphere the temperature is proportional to the cinetic energy, e, increasing the temperature, from stars of class M to A , the atoms increase their speed and collide each other more frequently, so, for a certain part of them the electrons pass from the ground state to the second level, and the transitions of electrons from the second level to the highers produce the Balmer serie line in absorbtion.Anyway, when the temperature are even more high, as in stars of O and B class, the very hard collision ionize the hydrogen atoms, that will no longer produce Balmer serie lines.
Al link che segue è mostrata una piccola libreria di spettri di stelle delle varie classi presi con CLAUS ed una modesta camera CCD Starlight MX 716:
At the following link is shown a little star spectra library , all spectra were taken by CLAUS and a modest Starlight X press MX 716 CCD camera:
Spettri di stelle BE
Be Stars spectra
Le stelle BE sono stelle di classe B caratterizzate da una forte emissione nella riga Ha dell'idrogeno.Altre caratteristiche sono la polarizzazione lineare e , spesso, l'eccesso di infrarosso.L'emissione Ha è prodotta dalla rotazione di un disco di materia espulso dalla stella.La formazione di tale disco sembra sia dovuto non solo all'elevata velocità di rotazione, ma anche a fenomeni di pulsazione.La prima stella BE ad essere scoperta , da Padre Angelo Secchi nel 1866, e la più nota, è stata Gamma Cassiopea.Essendo la natura di stelle BE talvolta transiente e mutevole,il loro monitoraggio presenta un certo interesse scientifico, pur essendo un'attività non seguita dagli osservatori professionali.La loro osservazione con metodi spettroscopici costituisce quindi un'interessante opportunità per gli amatori a tale proposito è opportuno segnalare l'esistenza di un ottimo database di fonte professionale-amatoriale, il BESS (Be Stars Spectra) al link : http://basebe.obspm.fr/basebe/
.Nell'immagine sottostante è riportato lo spettro di Gamma Cassiopea, acquisito con un grism da 100 l/mm ed il relativo profilo spettrale :
Be stars are caracterized by a strong emission in Ha line of Hydrogen; this emission is due to a rotating disk of matter around the star.The first Be star discovered by Padre Angelo Secchi in 1866, was Gamma Cassiopea.Being the nature and evolution of these stars mutable, their monitoring with spectroscopic methods is a scientific activity generally not followed by professionals.A very good database of these stars, hold with contributions of both amateurs and professionals is The BESS (Be stars Spectra) at the link: http://basebe.obspm.fr/basebe/
Hereunder is shown the spectrum of Gamma Cassiopea taken with a 100 g/mm transmission grating
Spettri di stelle di Wolf Rayet
Wolf Rayet stars spectra
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.Nelle immagini sottostanti sono mostrate la nebulosa con la stella WR centrale e lo spettro della stella stessa preso con un reticolo a trasmissione.Il report completo può essere visionato alla pagina "Stelle peculiari" di questo sito.
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.Hereunder is a photo of the nebula and the central WR star, and below its spectrum.The whole report can be found in the "peculiary stars" page of this site.
Spettroscopia di stelle binarie spettroscopiche
Il primo caso: Beta Aurigae
Spectroscopic binaries observations
The first Case: Beta Aurigae
Un'altro interessante, ma più difficile campo di applicazione,è dato dall'osservazione delle stelle binarie spettroscopiche, che tuttavia necessita, come vedremo, di uno spettroscopio di media-alta dispersione e risoluzione.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.
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).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, del quale ho già parlato nella sezione strumenti,si dimostrava adatto per un tale lavoro.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) ed è estremamente leggero e compatto in rapporto alla capacità di dispersione e risoluzione.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, che ovviamente risulta necessaria anche per l'osservazione di oggetti deboli estesi.
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, che sono poi state utilizzate per la calibrazione in lunghezza d'onda.Il report completo dell'osservazione è inserito nella sezione "Stelle peculiari" di questo sito.
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.On the right are visible the O2 atm lines, used for calibration.The complete report of the observation can be read at the "peculiary stars" section of this site.
Spettri di Novae
Nova Eridani 2009
Novae spectra: the case of Nova eridani 2009
Un ulteriore, interessantissimo campo applicativo che richiede anche mezzi semplici come grism e reticoli a trasmissione è la ripresa ed il monitoraggio di variabili cataclismiche , novae e supernovae: particolarmente utile può essere l'apporto degli amatori nei primissimi momenti della scoperta di novae e supernove, quando ancora non sono stati acquisiti spettri professionali dell'oggetto, ed in seguito alla stessa per un monitoraggio dell'evoluzione delle stesse.
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.
Lo spettro presenta, in linea con il tipo di nova (reputato, come si è detto,
classe He -N) intense righe di emissione della serie di Balmer dell'Idrogeno +
altre righe da identificare con precisione,( probabili He, Fe II).Lo spettro è
stato elaborato con Iris e calibrato per la sola lunghezza d'onda con VSpec.
A very interesting field for amateur is the observation of cataclismic variables, novae and supernovae, specially in the first moment of their discovery, when there is lack of professional spectra of the object.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.
Spettri di nebulose planetarie: M57
Planetary nebulas spectra: M57
Un'altra applicazione piuttosto facile, fattibile anche con reticoli a trasmissione o grism, è quella della ripresa degli spettri di nebulose planetarie poco estese e luminose, come ad esempio M57.Per quelle estese è necessaria una fenditura, che tuttavia può essere applicatav anche ai predetti reticoli.Naturalmente sono opportune, ma non indispensabili, focali elevate per isolare quanto più possibile la radiazione proveniente dall'oggetto.
Another spectroscopy application, quite easy and to realize with transmission gratings or grism,is that of planetary nebulas spectra, particularly the ones bright and with small angular size, as M57.The large PN must be observed with a slit, that anyway can be applied toa grism too.Long focal lenghts are obviously preferred, but not indispensable, to isolate the radiation coming from the object.
Nell'immagine che segue si è ottenuto lo spettro di M57 e la decomposizione in Hi res della sua struttura, le cui componenti principali sono l'OIII e l'Hb (parte più chiara) rispettivamente a 5007 e 4861 A (zona blu- verde dello spettro visibile) e la parte dell' Idrogeno Alfa,Nitrogeno e Sulfur (non distinguibili tra loro per la bassa risoluzione del reticolo di diffrazione utilizzato) rispettivamente a 6563,6548, 6584 e 6718 A nella zona a sinistra più scura vicino al bordo dell'immagine , appartenenti alla parte rossa dello spettro visibile.Si nota anche una piccola parte nel violetto, a circa 3700 A, regione UV, possibile emanazione della radiazione della stella centrale.Nella parte destra dell'immagine in questione è mostrata la immagine reale ossia composita di M57.C 14 @ 11, camera Atik 16 Hr binned 1x1 e reticolo di diffrazione Star Analyser da 100 l/mm.
The following image show a quite unusual sight of M 57, in a Hires decomposition of its structure, whose mean components are OIII and Hb ( clear PN image) at 5007 and 4861 A, and Ha, NII, and Sulfur in the darker PN image near the edge on the left.C14 @ 11, camera Atik 16 HR binned 1x1 and Star Analyser 100 g/mm diffraction grating.
Da un'attenta osservazione dell'immagine che precede, si verifica che la parte dell'OIII e Hb , oltre che a presentare una maggiore intensità,appartiene più alla parte centrale dell'anello, mentre quella dell'Ha, N, SII,di intensità minore, alla parte più esterna.Per assumere valenza reale lo spettro andrebbe tuttavia corretto per la risposta spettrale della camera e del setup.
A careful observation of the image let to verify that the lighter frame of M57 (OIII and Hb) has a strong intensity and belongs essentially to the center part of the ring, while the darker one (Ha,NII, SII)is more faible, and more diffused in the outer part of the ring itself.