Esperienze di fotometria in
banda media (Strömgren) e
stretta ([OIII] e Hα)
Alessandro Maitan
ARAR - ANS
Sistema fotometrico: è definito
specificando il sensore, i filtri ed un
gruppo di stelle standard.
I sistemi fotometrici si distinguono:
[Fiorucci, M. & Munari, U., 2003, A&A 401, 781]
• per la larghezza della banda passante
dei filtri:
banda larga (~900 Å di banda passante)
banda media (~300 Å di banda passante)
banda stretta (~30 Å di banda passante)
• per la posizione della banda passante
(quindi visibile, UV, IR, …)
[R.A. Jansen, 2006, Astronomy with CCD]
Il sistema fotometrico più utilizzato
è il sistema di Johnson – Cousins
(rivisitato da M. Bessel nel 1990)
che prevede l’uso di cinque filtri:
•
• U (λ0=3604 Å – W0 = 639 Å)
• B (λ0=4412 Å – W0 =958 Å)
• V (λ0=5513 Å – W0 =896 Å)
• Rc (λ0=6585 Å – W0 =1579 Å)
• Ic (λ0=8061 Å – W0 =1493 Å)
[da Asiago Data Base on Photometric Systems,
ADPS, http://ulisse.pd.astro.it/ADPS/]
[Henden, H.A., Kaitchuck, R.H., 1990, Astronomical Photometry]
Limite di Balmer
Il sistema fotometrico di Strömgren
[Henden, H.A., Kaitchuck, R.H., 1990, Astronomical Photometry]
•
•
•
Fu introdotto dall’astronomo danese Bengt Strömgren nel 1956
per meglio misurare la temperatura, la gravità e l’arrossamento
delle stelle appartenenti alle prime classi spettrali (O, B, A) e
successivamente esteso alle altre
È definito da quattro filtri u, v, b, y a banda intermedia, hanno
infatti un’ampiezza di banda di 200 – 300Å contro i 600 – 1500Å
del sistema classico UBVRCIC, aventi le seguenti caratteristiche:
Lunghezza d’onda a
centro banda
Banda passante
u
3500 Å
300 Å
v
4110 Å
190 Å
b
4670 Å
180 Å
y
5470 Å
230 Å
Il sistema definisce una magnitudine e tre indici:
• y [magnitudine corrispondente alla V di Johnson]
•
b-y [indicatore Continuo
di colore e di
temperatura
Paschen effettiva]
•
m1= (v-b)-(b-y) [misura
delle linee dei metalli]
Linel’intensità
blanketing
•
c1= (u-v)-(v-b) [misura della gravità superficiale]
Discontinuità di Balmer
[Henden, H.A., Kaitchuck, R.H., 1990, Astronomical Photometry]
Balmer jump
Caratteristiche del sistema 1
I filtri b e y trasformano bene con il B e V di
Johnson
La
magnitudine
y
è
definita
essere
essenzialmente uguale a V per le stelle non-M
Sono state calcolate delle relazioni analitiche che
consentono di trasformare le magnitudini B e V in
b e y (cfr. Munari 2012, eJAAVSO 401, 582):
Cousins
MNSSA 46, 144) trovò inoltre che
• y = V (1987,
– 0.062*(B-V)+0.027
sorprendentemente b-y si trasforma molto bene anche
• b = Ba –V-Ic.
0.469*(B-V)+0.060
rispetto
In particolare per tutte le stelle nella zona
equatoriale che aveva misurato, derivò una relazione del
• (b-y) = 0.593*(B-V) + 0.033
tipo:
•b-y = 0.000+0.481*(V-Ic)+0.161*(V-Ic)2-0.029*(V-Ic)3
•V-Ic = -0.002+2.070*(b-y)-1.113*(b-y)2+0.667*(b-y)3
Caratteristiche del sistema 2
I filtri [OIII] e Hα hanno le seguenti
caratteristiche:
• [OIII] (λ0=5007 Å – W0 = 60 Å)
• Hα
(λ0=6563 Å – W0 = 100 Å)
La
misura
della
magnitudine,
mancando standard di riduzione, è
stata assunta essere:
• [OIII] = (Bj+Vj)/2
• Hα = Rc
Strumentazione:
Telescopio:
• Newton 420 mm f:5.2 (ANS 1205)
CCD:
• Moravian 1600 (KAF 1603ME)
Filtri Strömgren b, y (Astrodon)
Filtri a banda stretta [OIII], Hα (Baader)
Obbiettivi:
• Osservazione di novae e simbiotiche:
Misurazione del continuo senza interferenza
da parte delle righe di emissione del
doppietto dell’O e dell’Hα
Dal paragone di [OIII] e Hα si può ricavare
un grafico che dà la variazione dell’onda di
ionizzazione del gas esterno
Verifica di presenza di eventuale guscio di
gas emesso dalla stella (differenza di FWHM
tra le stelle di campo e la stella in esame)
• Oggetti giovani (YSO)
Calibrazione
Esistono
vari
campi
standard
ma
comprendono solo stelle luminose
Trasformazione di sequenze con le formule
analitiche viste in precedenza e di
conseguenza accesso ad un maggior
numero di stelle standard
Utilizzo di ammassi aperti sui quali è stata
eseguita fotometria ubvy (ad es. M67,
NGC6910, ecc.)
Aladin e Vizier: M67
• Immagine di M67
• Sovrapposizione stelle
con le misurazioni dal
catalogo Vizier
J/A+A/470/585
”NGC2682 uvby-Hbeta
photometry (BalaguerNunez+, 2007)”
Aladin e Vizier: NGC 6910
• Immagine di NGC 6910
• Sovrapposizione stelle
con le misurazioni dal
catalogo Vizier II/215 ”
uvby-Beta Data (Hauck
B., Mermilliod M., 1997)”
Primi risultati osservativi
Nova Delphini 2013 = V339 Del
Scoperta da Koichi Itagaki (Teppocho, Yamagata, Japan), il 14.584
Agosto 2013 alla mag 6.8 (CCD
senza filtro)
È stata seguita fin dall’inizio e sono
stati totalizzati 46 punti fotometrici
in b, y, [OIII] e Hα
Prime riflessioni …
il filtro "y" è quello che traccia meglio l'emissione nel
continuo
i filtri b, B e V danno una misura mista tra continuo e righe
sovrapposte, specie il V che prende dentro quasi in pieno
l'[OIII]
il filtro Hα è dominato fin dall'inizio dal flusso prima in Hα,
poi verso la fine da [NaII] 6548 Å, 6584 Å, il contributo del
continuo sottostante è trascurabile appena si lascia il
massimo di luce della nova
il filtro [OIII] è all'inizio dominato dal continuo e varie
righine in emissione, in particolare del FeII multipletto 42,
poi quando gli ejecta diventano trasparenti e la ionizzazione
dalla stella centrale comincia a produrre forti righe e inizia
l'emissione nell'[OIII] 4959 Å, 5007 Å il flusso nel filtro è
dominato da questo doppietto.
OIII (4959)
Flare NIII (4640)
Voglio ringraziare:
• l’instancabile
aiuto
degli
amici
Salvatore
Tomaselli
e
Stefano
Moretti per garantire la ripresa delle
immagini;
• la vicinanza del prof. Ulisse Munari
dell’INAF - Osservatorio di Asiago
per i consigli e la valutazione delle
osservazioni.
