1° Forum di Astronomia Amatoriale Italiano

In questo lavoro sono presenti citazioni di spettri amatoriali:

https://arxiv.org/pdf/2102.00631.pdf

Qualcuno non sa che oggetti osservare? Andate a cogliere le Be!

Ciao.
Roberto Gorelli

Presentiamo gli ultimi risultati di un progetto di osservazione a lungo termine finalizzato all'osservazione, alla raccolta dalla letteratura e all'omogeneizzazione la luce, il colore e le variazioni spettrali della nota linea di emissione Be star V923 Aql.
La nostra analisi di questi parametri conferma che tutte le osservabili mostrano cambiamenti ciclici con durata del ciclo variabile tra circa 1800 e 3000 giorni, finora documentato per sette cicli consecutivi. Mostriamo che queste variazioni possono essere comprese qualitativamente nel quadro del modello di oscillazione con un braccio del disco circumstellare, con un'onda di densità aumentata e rivoluzione progressiva nello spazio. Confermiamo la natura binaria dell'oggetto con un periodo di 214,716 giorni e stimiamo le probabili proprietà del sistema. Confermiamo inoltre la presenza di luce rapida e probabilmente anche di cambiamenti spettrali. Tuttavia, non possiamo fornire conclusioni definitive sulla loro natura. Come follow-up di questo lavoro è previsto uno studio quantitativo di modellizzazione dei cambiamenti a lungo termine.

https://it.wikipedia.org/wiki/Stella_Be
Le linee di emissione delle stelle Be provengono dall'ambiente attorno alla stella, non dalla stella stessa: infatti è stata individuata attorno a questi astri la presenza di dischi circumstellari, costituiti da materia gassosa che si ritiene sia costituita da materiale espulso dalla stella, principalmente idrogeno. L'eccesso di radiazione infrarossa e la polarizzazione sono conseguenza della diffusione della luce stellare da parte del disco, mentre le linee di emissione si originano a seguito del ri-processamento della radiazione ultravioletta stellare all'interno del disco.
Le stelle Be sono caratterizzate da altissime velocità di rotazione, confermata dalle misure interferometriche di alcuni di questi astri, come Achernar (α Eridani). Tuttavia la rotazione non è sufficiente a spiegare come si formi questo disco di materia espulsa; gli astronomi ritengono che intervengano ulteriori meccanismi di espulsione, che coinvolgono il campo magnetico della stella o la presenza di pulsazioni non-radiali della superficie stellare. La natura transitoria della fase di stella Be sembra collegata a questi processi secondari, anche se i meccanismi dettagliati sono ancora oggetto di studio.

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Costanzo
"Una cosa ho imparato nella mia lunga vita: che tutta la nostra scienza è primitiva e infantile
eppure è la cosa più preziosa che abbiamo" (A. Einstein).

Punti 3.1 e 7 (pag. 2 e 4)

Ciao.
Roberto Gorelli

"3.1. Spettroscopia
I nuovi spettri utilizzati in questo studio consistono in 46 Ondˇrejov (OND)
Gli spettri CCD si sono assicurati nella regione spettrale rossa tra il 2003 e il
2011 e cinque spettri simili presi con un altro rivelatore CCD in
l'estate del 2019, 78 spettri CCD dal Dominion Astrophysical Observatory (DAO), un Osservatorio dell'Alta Provenza
(OHP) Spettro di Elodie echelle, uno spettro di ESO Feros echelle e 54 spettri amatoriali estratti dal database BeSS.
Il database BeSS 1
(Neiner et al. 2011) contiene spettri di
tutte note Be stelle ottenute da numerosi osservatori dilettanti e professionisti ed è uno strumento ideale per studi a lungo termine di
la loro variazione spettrale.
Abbiamo anche estratto cinque spettri Hα normalizzati pubblicati
dall'Osservatorio di Trieste acquisito con il telescopio da 0,91 m da
Catanzaro (2013) e ridotto dagli autori. Una panoramica di
tutti i nuovi spettri elettronici che abbiamo usato sono riportati nella Tabella D.1. Inoltre, abbiamo raccolto criticamente RV pubblicati da molte fonti.
Il giornale di tutti i set di dati RV si trova nella tabella D.2.
"



"Per le linee di assorbimento, abbiamo effettuato le impostazioni sulla linea
core, mentre per l'emissione di Hα, abbiamo misurato il RV sul
ali larghe. Un'illustrazione di ciò può essere vista nella Fig. C.2
di Harmanec et al. (2020). Per ottenere una stima delle incertezze coinvolte, tutte queste misurazioni RV sono state eseguite
indipendentemente da M.W. e P.H. e i valori medi di questi
erano abituati.
Tutti i singoli RV raccolti dalla letteratura e corretti
per gli errori di stampa sono forniti nella tabella 1; le nostre misurazioni RV
del doppietto Hα, He i 6678 Å, Si ii 6347 e 6371 Å, e
Le linee Fe ii 6677 Å, insieme ai loro errori rms, sono fornite in
Tabella 2. Le quantità spettrofotometriche misurate sui profili Hα raccolti dalla letteratura e corrette per errori di stampa sono
nella tabella 3 e le nostre misurazioni delle grandezze spettrofotometriche nei nuovi spettri elettronici sono nella tabella 4. Queste quattro tabelle
sono pubblicati nella loro interezza solo in formato elettronico."


The journal of all RV* data sets is in Table D.2.
*RV, Radial Velocity

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Costanzo
"Una cosa ho imparato nella mia lunga vita: che tutta la nostra scienza è primitiva e infantile
eppure è la cosa più preziosa che abbiamo" (A. Einstein).

Solo per curiosità, ecco lo spettro di una stella Be (HD 127617) acquisito da Roma la scorsa estate. Si vede chiaramente la riga di emissione Halfa.
Saluti
Lorenzo Franco

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A81 Balzaretto Observatory, Rome
http://digilander.libero.it/A81_Observatory/
https://www.facebook.com/a81balzarettobservatory/

Ottimo lavoro, bellissimo contributo.
Gli spettri sono una fonte inesauribile di informazioni!

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Costanzo
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