Classificazione spettrale e calcolo
delle distanze di stelle con riga Hα
in emissione
Polo di Verona
Lonardi Fabio(1) Piccoli Michele(1) Manzati Leonardo(2)
Liceo Primo Levi San Floriano(1), Liceo di Garda(2)
The IPHAS catalogne of Hα emission-line sources in the northern
Galactic plane (Witham et al. 2008) è stato il catalogo a cui si è fatto
riferimento.
IPHAS è costituito da 4853 sorgenti puntiformi che mostrano una forte
evidenza fotometrica per quanto riguarda la riga in emissione Hα.
Si è partiti con una lista di 766 sorgenti con Hα molto prominente e
magnitudine apparente compresa tra 13 e 19.
Il lavoro del nostro gruppo aveva lo scopo di classificare spettralmente
alcune di esse confrontando lo spettro ottenuto con spettri di stelle di
classe spettrale nota.
Il fatto che le stelle studiate appartengono al piano galattico ci ha
messo di fronte al problema dell’estinzione galattica
Alla fine abbiamo stimato la distanza dei cinque oggetti.
Caratteristiche fondamentali dello spettroscopio e del
telescopio utilizzati.
Reticolo
600 tratti/mm
Apertura fenditura
3 arcsec
Montatura Telescopio 122 cm
Cassegrain
Focale equivalente
19 m
Stelle analizzate
Nome oggetto
R.A.
Dec.
Tempo di
posa
U.T.
KW97 27-49
6h 13m 42s
+14°04'
1200sec
20:50
KW97 20-46
5h 03m 27s
+41°42' 03'' 1200sec
21:37
5h 33m 09s
+29° 11'
03''
1200sec
22:17
5h 39m 9s
+35° 44'
23''
1200sec
22:53
5h 10m 51s
+43° 21'
30''
1200sec
23:27
2MASS
J05330904+291
1030
2MASS
J05390916+354
4225
EM VES 880
Abbiamo normalizzato gli spettri facendo corrispondere a 5500 Å
sulle ascisse il valore di 1 sulle ordinate.
Per la riduzione e le misure è stato usato il programma IRAF.
Per il confronto tra i grafici è stato utilizzato il programma Topcat.
Gli spettri sono stati confrontati con quelli di stelle di riferimento
(stelle il cui spettro è stato precedentemente analizzato), si sono
ricercate le analogie tra i grafici.
KW97 27-49
KW97 20-46
2MASS J05330904+2911030
2MASS J05390916+3544225
EM VES 880
Dopo aver riscontrato qualche similitudine abbiamo notato una
“mancanza” di segnale nella zona del blu.
Questo era senza dubbio l’effetto dell’estinzione galattica in quanto le
polveri del piano galattico generano un assorbimento spettrale nello
spettro degli oggetti osservati soprattutto nella regione del blu.
Abbiamo inserito varie correzioni fino ad ottenere gli andamenti
modificati che meglio approssimavano gli spettri delle stelle campione.
Abbiamo completato la nostra identificazione delle classi spettrali
cercando le righe caratteristiche che identificano le classi spettrali.
KW 97 27-49(in rosso) confrontata con stella B6(in blu)
2MASS J05330904+2911030(in rosso) confrontata con
stella O7(in blu)
KW97 20-46(in rosso) confrontata con stella K4(in blu)
2MASS J05390916+3544225(in rosso) confrontata con
stella B8(in blu)
EM VES880(in rosso) confrontata con stella A5(in blu)
Determinazione delle distanze stellari
IPHAS ci forniva la magnitudine apparente in banda r ed il colore r – i.
STELLA
r
r-i
KW97 27-49
13,831
0,0010
KW97 20-46
13,587
0,0010
2MASS J0533904+2911030
13,791
0,0020
2MASS
J05390916+3544225
13,767
0,0010
EM VES 880
13,573
0,0010
Magnitudine assoluta ed estinzione delle stelle
STELLA
M
A
KW97 27-49
-0,5
+3
KW97 20-46
+7,5
0
2MASS J0533904+2911030
-4,6
+3,5
2MASS
J05390916+3544225
0,0
+3
EM VES 880
+2
+0,5
La magnitudine apparente si calcola con la relazione (Jordi et al.
2006)
m = r – 0,153(r-i) – 0,117
Con il modulo di distanza siamo quindi in grado di calcolare la
distanza in pc degli oggetti:
M – m = 5 – 5Log(d) – A
Da cui:
(m+5-M-A)/5
d=10
Classificazione spettrale ottenuta ed estinzione galattica
utilizzata per confrontare gli spettri
STELLA
CLASSE
Correzione di
magnitudine A(V)
KW97 27-49
B6
+3
KW97 20-46
K4
0
2MASS
J0533904+2911030
O8
+3.5
2MASS
J05390916+3544225
B8
+3
EM VES 880
A5
+0.5
Magnitudini apparenti e distanze delle cinque stelle.
m
d
( pc )
KW97 27-49
13,71
174
KW97 20-46
13,470
156
2MASS J0533904+2911030
13,674
9010
2MASS J05390916+3544225
1348,0
1348
EM VES 880
13,456
1553
STELLA
KW97 20-46 potrebbe
essere un sistema doppio?
KW97 20-46 confronto tra il suo vero spettro e gli spettri di
una K4 (in blu) e di una G0(in verde)
