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