STUDIO
SPETTROSCOPICO DI
NGC 2346
e conseguenti ipotesi
riguardanti il suo oggetto
centrale
Quintarelli Valentina, Moronese
Gaetano, Brentegani Emanuele,
Piubello Francesco, Giacobbo Nicola,
Dambruoso Tobia
Liceo Scientifico “E. Medi”, Villafranca
Liceo scientifico “Fracastoro”, Verona
I nostri obiettivi
• Calcolo di densità e temperatura
della nebulosa;
• Calcolo delle abbondanze ioniche e
chimiche;
• Studio della stella centrale.
Una stella perde massa Durante la salita lungo il
ramo asintotico
Quando l’inviluppo più esterno è < di 0,3 Mo, le
parti più esterne entrano in risonanza
Superano la velocità di fuga
La stella si priva dell’intero inviluppo, sotto forma
di successivi strati che si espandono a velocità
elevata.
Fase di nebulosa
planetaria
Caratteristiche
Nome
NGC2346
Categoria di
oggetto
Nebulosa
planetaria
Costellazione
Monoceros
Coordinate
(2003)
A.R.:07h 09m 41s
Dec.: -00° 48’
56”
Magnitudine
apparente
11.7
Redshift
Velocità radiale
Distanza
0.000073
21.8 km/s
610 pc
Dimensione
angolare
≈ 0.9’
Diametro
lineare
0.3 a.l.
Classe spettrale
stella centrale
A5-V
Telescopio
Reticolo
600
tratti/mm
Apertura
fenditura
3 arcsec
Montatura
Telescopio 122
cm
Cassegrain
Focale
equivalente
19 m
Pulizia dei dati
• Dopo aver ricavato gli spettri grezzi delle tre
regioni della nebulosa, abbiamo elaborato i
dati utilizzando il programma IRAF, in modo da
ottenere dati utilizzabili per scopi scientifici.
• Correzioni:
o BIAS
o FLAT-FIELD
o CALIBRAZIONE IN λ
o CALIBRAZIONE IN FLUSSO
o SOTTRAZIONE DEL CIELO
Correzione dello spettro
per estinzione galattica
Il rapporto tra i flussi H-alfa e H-beta nella norma segue il decremento di Balmer e
tale valore è 2,86.
Nel nostro caso abbiamo rilevato un'alterazione di tale rapporto, con un valore di 4,9
Ciò è dovuto al parziale assorbimento della radiazione emessa, specie alle basse
lunghezze d’onda, da parte di polveri e gas frapposti tra noi e la nebulosa.
Quindi abbiamo utilizzato le seguenti formule per correggere i valori dei flussi:
I(Ha)/I(Hb) = 2,86
F(Ha)/F(Hb) = 4,9
I(Ha)/I(Hb) = F(Ha)/F(Hb) 10^(0.4297*E(B-V))
E(B-V) = 0,544
c = log(I(Hb)/F(Hb)) = 1.4436 E(B-V)
da cui si ottiene
c = log( I(Hβ)/F(Hβ)) = 0,78
A(V) = c / 0,4657
I = flusso corretto
F = flusso osservato
Righe Proibite
Una caratteristica della nebulosa è la presenza nello
spettro delle cosiddette righe proibite, che sono date
da transizioni, in teoria non possibili, fra livelli di energia
detti metastabili.
[O III]
2
1
[S II]
3
2
6731
6716
3
4959
5007 4363
In particolare, osservando le righe proibite [OIII] e [SII]
abbiamo potuto ricavare i valori di densità e temperatura
1
Temperatura e densità
4
3
.29
10
T
e
I(4959
)
I(
5007
)
7
.73
e
I(4363
)
4 N
e
1
4
.5
10
T
e
Grazie al programma TEMDEN di IRAF, abbiamo ricavato una
stima di questi due valori. La procedura consiste nel fornire al
programma un valore iniziale per la temperatura ; il TEMDEN
quindi calcola il valore della densità relativamente al valore della
temperatura da noi fornito. Poi si procede con i calcoli inserendo
di volta in volta i valori di T e N trovati fino a giungere a una
convergenza dei valori; nel nostro caso il programma forniva:
T = 18800 K˚
Ne = 150 cm-3
Abbondanze ioniche
con:
t = temperatura elettronica del
mezzo interstellare in unità di
104 K = t[OIII]
Dove ne è la densità elettronica in cm-3
Abbondanze chimiche
Formule usate per il
calcolo delle
abbondanze chimiche.
N(O+)/N(H+)
2,6E-04
N(O++)/N(H+)
6,3E-05
N(S+)/N(H+)
1,8E-07
N(S++)/N(H+)
5,6E-07
N(O++)/N(Ne++)
1,57
N(O+)/N(N+)
5,06
N(O+++)/N(H+)
1,6E-04
Risultati
I valori delle abbondanze
chimiche dello S e dell’N
concordano in ordine di
grandezza
con
quelli
ottenuti da J.R. Walsh
(1983)
N(O)/N(H)
4,8E-04
N(S)/N(H)
3,3E-07
N(N)/N(H)
9,5E-05
Modello Cloudy della
sorgente di NGC 2346
OBIETTIVO:
Costruire un modello della nebulosa planetaria
NGC 2346
Forma irregolare Forma sferica
Spettro di emissione Spettro del Black Body
5 parametri liberi
1.
2.
3.
4.
5.
Densità elettronica (Ne)
Dimensioni (r)
Abbondanze chimiche
Temperatura B.B. (T)
Luminosità (L)
1. Densità elettronica
Calcolata mediante il programma IRAF
Elaborazione dati raccolti
2. Dimensioni
Raggio esterno
Raggio interno
Raggio esterno
α/2
Raggio interno
3. Abbondanze chimiche della stella
centrale
Pari a
quelle
del sole
4. Temperatura
?
IPOTESI:
10000 - 15000 °K
Ma non concorda con i dati forniti da CLOUDY
VARIABILE:
50000 – 150000 °K (con intervallo di 10000°K)
5. Luminosità
?
VARIABILE:
1032 – 1039 erg/s
Modelli
80 modelli generati
Individuare il modello più adatto
Varianza minore
Ottenere i valori di Temperatura e luminosità
Dati sperimentali e teorici
Risultati
La temperatura è molto diversa
rispetto a quella ipotizzata!!
Come fa a essere così calda?
T2>>T1
SHELL
CORE
T2
T1
Fase di
pre-nana bianca
Come mai a una temperatura così alta
la stella non è ben visibile?
Per la legge degli spostamenti di Wien
E’ luminosissima se osservata in UV
FINE
Grazie per l’attenzione
