ARTICOLI DI ASTRONOMIA AMATORIALE
VOLUME 2 NUMERO 3 (2013)

ABSTRACT

La Nova Delphini 2013 è stata scoperta il 14 Agosto 2013 dall’astrofilo giapponese Koichi Itagaki ed è tutt’ora visibile con binocoli e piccoli telescopi nella costellazione del Delfino. Il massimo di luminosità della nova, pari a magnitudine +4.3, è stato raggiunto il 16 Agosto 2013. In questo articolo riportiamo le immagini della Nova Delphini 2013 riprese da Briosco il giorno 17 Agosto 2013, nonché la misura dello spettro elettromagnetico della stessa effettuata il giorno seguente mediante un reticolo di diffrazione tipo StarAnalyser 100 (100 linee/mm). Questa misura ci ha permesso di classificare Nova Delphini 2013 come una nova di tipo Fe II e di valutare, tramite l’allargamento Doppler delle linee di emissione HI presenti, la velocità di espansione della nebulosa associata pari a 1621 km/s.

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ARTICOLI DI ASTRONOMIA AMATORIALE
VOLUME 2 NUMERO 2 (2013)

ABSTRACT

In questo articolo sono riportate le misure di lunghezza d’onda delle linee telluriche (più correttamente bande telluriche) effettuate su quattro stelle di tipo B. In particolare vengono considerare le linee relative all’assorbimento dell’Ossigeno (bande A e B) e delle molecole d’acqua presenti nell’atmosfera terrestre. Ricordiamo infine che la banda A dell’Ossigeno è utilizzata per il processo di seconda calibrazione degli spettri stellari in quanto le misure non sono generalmente soggette a spostamenti Doppler. In caso contrario tale linea dovrà essere esclusa dal processo di seconda calibrazione.

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ARTICOLI DI ASTRONOMIA AMATORIALE
VOLUME 2 NUMERO 1 (2013)

ABSTRACT

Lo spettro elettromagnetico di una stella è caratterizzato da linee di emissione ed assorbimento. Per quanto concerne le seconde è possibile distinguere tra righe di origine stellare e quelle dovute all’assorbimento della radiazione elettromagnetica ad opera delle molecole presenti nell’atmosfera terrestre. Tali linee prendono il nome di linee telluriche e la loro individuazione risulta di fondamentale importanza al fine di ottenere un’analisi spettroscopica corretta. In questo articolo riportiamo la misura della linea tellurica O2(6870Å) effettuata su un campione di quattro stelle di tipo B.

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La stella θ della costellazione dell’Auriga è un sistema binario di cui la componente più luminosa di classe spettrale A0pSi e si trova a circa 166 A.L. dalla nostra stella. Questa ruota su se stessa con una velocità di circa 29.5 km/s. La massa della stella è circa il triplo di quella del Sole ed il raggio cinque volte tanto. La temperatura stimata è intorno ai 10’400 K.

L’immagine in figura rappresenta lo spettro di θAur ripresa il giorno 03 Dicembre 2012 alle ore 21.45 (TMEC) da Briosco (MB) con un telescopio Newton SkyWatcher 200mm f/4 + reticolo di diffrazione StarAnalyser 100 + camera Magzero MZ-5m. Una prima analisi dello spettro di assorbimento mostra in modo marcato la presenza della serie di Balmer ed in particolare le linee dalla Hα alla Hζ. Di seguito è riportato l’istogramma dellla regione di interesse. L’offset ottenuto tramite fit gaussiano è 41.6979 pixel. La massima luminosità è raggiunta per lunghezze d’onda pari a 4995.2 Å. Scarica il file di testo della misura.

Spettro di assorbimento non calibrato (Visual Spec)

A questo punto si è proceduto alla realizzazione dello spettro MAX-assorbimento al fine di semplificare le future operazioni di fit. Effettuando un fit gaussiano sui picchi otteniamo:

• 3882.8 Å linea Hζ dell’HI (3888.6 Å)
• 3971.0 Å linea Hε dell’HI (3969.7 Å)
• 4098.4 Å linea Hδ dell’HI (4101.3 Å)
• 4340.6 Å linea Hγ dell’HI (4340.0 Å)
• 4620.5 Å linea da identificare
• 4740.3 Å linea da identificare
• 4860.7 Å linea Hβ dell’HI (4860.8 Å)
• 5202.8 Å linea da identificare
• 5576.4 Å linea da identificare
• 5623.9 Å linea da identificare
• 5790.9 Å linea da identificare
• 5885.9 Å linea da identificare
• 6257.5 Å linea da identificare
• 6551.4 Å linea Hα dell’HI (6562.1 Å)
• 7597.9 Å linea da identificare
• 7751.6 Å linea da identificare
• 8184.4 Å linea da identificare

La stella β della costellazione del Triangolo è di tipo A5III e si trova a circa 127 A.L. dalla nostra stella. Questa ruota su se stessa con una velocità di circa 70 km/s. La stella è una variabile probabilmente di tipo spettroscopica ad eclisse. La temperatura stimata è intorno ai 7’220 K.

L’immagine in figura rappresenta lo spettro di βTri ripresa il giorno 03 Dicembre 2012 alle ore 22.01 (TMEC) da Briosco (MB) con un telescopio Newton SkyWatcher 200mm f/4 + reticolo di diffrazione StarAnalyser 100 + camera Magzero MZ-5m. Una prima analisi dello spettro di assorbimento mostra in modo marcato la presenza della serie di Balmer ed in particolare le linee dalla Hα alla Hη. Di seguito è riportato l’istogramma dellla regione di interesse. L’offset ottenuto tramite fit gaussiano è 25.971 pixel. La massima luminosità è raggiunta per lunghezze d’onda pari a 5095.0 Å. Scarica il file di testo della misura.

Spettro di assorbimento non calibrato (Visual Spec)

A questo punto si è proceduto alla realizzazione dello spettro MAX-assorbimento al fine di semplificare le future operazioni di fit. Effettuando un fit gaussiano sui picchi otteniamo:

• 3827.3 Å linea Hη dell’HI (3835.0 Å)
• 3886.2 Å linea Hζ dell’HI (3888.6 Å)
• 3966.9 Å linea Hε dell’HI (3969.7 Å)
• 4096.9 Å linea Hδ dell’HI (4101.3 Å)
• 4336.4 Å linea Hγ dell’HI (4340.0 Å)
• 4626.0 Å linea da identificare
• 4860.0 Å linea Hβ dell’HI (4860.8 Å)
• 5191.8 Å linea da identificare
• 5588.5 Å linea da identificare
• 5795.1 Å linea da identificare
• 6544.8 Å linea Hα dell’HI (6562.1 Å)
• 7593.2 Å linea da identificare
• 7746.4 Å linea da identificare
• 8181.8 Å linea da identificare
• 8812.7 Å linea da identificare

La stella β della costellazione dell’Auriga è un sistema stellare triplo di cui la stella più luminosa di classe A1IV e si trova a circa 81 A.L. dalla nostra stella. La sua massa è praticamente il triplo di quello del Sole mentre la massa circa il doppio. La temperatura effettiva è pari a circa 9’000 K e ruota su se stessa con una velocità di 33 km/s. Del sistema triplo, la seconda stella Menkalian B ha praticamente le stesse caratteristiche della componente principale. Il sistema Menkalian A e B costituiscono una variabile spettroscopica ad eclisse.

L’immagine in figura rappresenta lo spettro di βAur ripresa il giorno 03 Dicembre 2012 alle ore 21.37 (TMEC) da Briosco (MB) con un telescopio Newton SkyWatcher 200mm f/4 + reticolo di diffrazione StarAnalyser 100 + camera Magzero MZ-5m. Una prima analisi dello spettro di assorbimento mostra in modo marcato la presenza della serie di Balmer ed in particolare le linee dalla Hα alla Hζ. Di seguito è riportato l’istogramma dellla regione di interesse. L’offset ottenuto tramite fit gaussiano è 16.3886 pixel. La massima luminosità è raggiunta per lunghezze d’onda pari a 5285.6 Å. Scarica il file di testo della misura.

Spettro di assorbimento non calibrato (Visual Spec)

A questo punto si è proceduto alla realizzazione dello spettro MAX-assorbimento al fine di semplificare le future operazioni di fit. Effettuando un fit gaussiano sui picchi otteniamo:

• 3878.5 Å linea Hζ dell’HI (3888.6 Å)
• 3962.7 Å linea Hε dell’HI (3969.7 Å)
• 4092.9 Å linea Hδ dell’HI (4101.3 Å)
• 4332.3 Å linea Hγ dell’HI (4340.0 Å)
• 4617.7 Å linea da identificare
• 4854.1 Å linea Hβ dell’HI (4860.8 Å)
• 5188.8 Å linea da identificare
• 5480.0 Å linea da identificare
• 5577.6 Å linea da identificare
• 5786.7 Å linea da identificare
• 5892.5 Å linea da identificare
• 6252.7 Å linea da identificare
• 6545.8 Å linea Hα dell’HI (6562.1 Å)
• 7591.8 Å linea da identificare
• 7744.8 Å linea da identificare
• 8186.1 Å linea da identificare
• 8819.4 Å linea da identificare
• 8966.5 Å linea da identificare

La stessa stella è stata ripresa con il medesimo setup anche il giorno 19/12/2012 ore 23.03 (TMEC). L’offset ottenuto tramite fit gaussiano è 31.4795 pixel. La massima luminosità è raggiunta per lunghezze d’onda pari a 5274.4 Å. Scarica il file di testo della misura.

Spettro di assorbimento non calibrato (Visual Spec)

A questo punto si è proceduto alla realizzazione dello spettro MAX-assorbimento al fine di semplificare le future operazioni di fit. Effettuando un fit gaussiano sui picchi otteniamo:

• 3810.9 Å linea Hη dell’HI (3835.0 Å)
  
• 3878.1 Å linea Hζ dell’HI (3888.6 Å)
• 3958.4 Å linea Hε dell’HI (3969.7 Å)
• 4090.3 Å linea Hδ dell’HI (4101.3 Å)
• 4328.9 Å linea Hγ dell’HI (4340.0 Å)
• 4849.3 Å linea Hβ dell’HI (4860.8 Å)
• 5784.8 Å
• 6240.1 Å
• 6546.5 Å linea Hα dell’HI (6562.1 Å)
• 6866.6 Å
• 7583.2 Å
• 8188.2 Å

La stella α della costellazione del Cefeo è di tipo A7IV-V e si trova a circa 49 A.L. dalla nostra stella. La sua massa è praticamente il doppio di quello del Sole mentre il suo raggio è 2.5 volte. La temperatura effettiva è pari a 7’500 – 8’000 K e ruota su se stessa con una velocità di 246 km/s.

L’immagine in figura rappresenta lo spettro di αCep ripresa il giorno 03 Dicembre 2012 alle ore 21.55 (TMEC) da Briosco (MB) con un telescopio Newton SkyWatcher 200mm f/4 + reticolo di diffrazione StarAnalyser 100 + camera Magzero MZ-5m. Una prima analisi dello spettro di assorbimento mostra in modo marcato la presenza della serie di Balmer ed in particolare le linee dalla Hα alla Hε. Di seguito è riportato l’istogramma dellla regione di interesse. L’offset ottenuto tramite fit gaussiano è 22.0295 pixel. La massima luminosità è raggiunta per lunghezze d’onda pari a 5289.3 Å. Scarica il file di testo della misura.

Spettro di assorbimento non calibrato (Visual Spec)

A questo punto si è proceduto alla realizzazione dello spettro MAX-assorbimento al fine di semplificare le future operazioni di fit. Effettuando un fit gaussiano sui picchi otteniamo:

• 3959.1 Å linea Hε dell’HI (3969.7 Å)
  
• 4093.7 Å linea Hδ dell’HI (4101.3 Å)
• 4333.4 Å linea Hγ dell’HI (4340.0 Å)
  
• 4860.2 Å linea Hβ dell’HI (4860.8 Å)
  
• 5187.3 Å linea da identificare
  
• 5445.4 Å linea da identificare
  
• 5489.7 Å linea da identificare
• 5552.7 Å linea da identificare
• 5592.1 Å linea da identificare
• 5783.4 Å linea da identificare
• 5891.9 Å linea da identificare
• 6246.5 Å linea da identificare
• 6551.3 Å linea Hα dell’HI (6562.1 Å)
  
• 7282.8 Å linea da identificare
• 7600.0 Å linea da identificare
• 7744.0 Å linea da identificare
• 8191.7 Å linea da identificare
• 8650.7 Å linea da identificare
• 8981.2 Å linea da identificare
• 9318.4 Å linea da identificare

ARTICOLI DI ASTRONOMIA AMATORIALE
VOLUME 1 NUMERO 1 (2012)

ABSTRACT

La temperatura dell’atmosfera stellare di stelle di classe spettrale A è tale per cui gli atomi di Idrogeno presenti si trovano principalmente in uno stato legato con numero quantico principale n maggiore o uguale a due. Le transizioni sullo stato fondamentale risultano quindi sfavorite e il canale aperto più probabile è la transizione dal livello n’ > 2 allo stato n = 2 (Serie di Balmer). Dato che la lunghezza d’onda della radiazione assorbita dal gas stellare è legata ai numeri quantici n ed n’ dalla nota formula di Rydberg, è possibile estrarre il valore dell’omonima costante R a partire dallo spettro elettromagnetico misurato al telescopio con un reticolo di diffrazione di tipo Star Analyser 100. In questo articolo si riportano i dati ottenuti utilizzando gli spettri di 14 stelle di tipo A acquisiti nell’anno 2012.

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La stella δ della costellazione dell’Orsa Maggiore è di tipo A3V e si trova a 81.4 A.L. dalla nostra stella. La sua massa è 2.2 volte quella del Sole mentre il raggio 1.47. La temperatura effettiva è pari a circa 9’480 K. Megrez ha due compagne δUMa B e δUMa C.

L’immagine in figura rappresenta lo spettro di δUMa ripreso il giorno 03 maggio 2012 alle ore 22.42 (TMEC) da Briosco (MB) con un telescopio Newton SkyWatcher 200mm f/4 + reticolo di diffrazione StarAnalyser 100 + camera Magzero MZ-5m. Una prima analisi dello spettro di assorbimento mostra in modo marcato la presenza della serie di Balmer ed in particolare le linee dalla Hα alla Hη. Di seguito è riportato l’istogramma dellla regione di interesse. L’offset ottenuto tramite fit gaussiano è 17.9231 pixel.

Spettro di assorbimento non calibrato (Visual Spec)

A questo punto si è proceduto alla realizzazione dello spettro MAX-assorbimento al fine di semplificare le future operazioni di fit. Prendiamo in particolare in considerazione la regione dello spettro tra la linea Hβ ed il vicino UV (circa 400 nm) mostrata nella figura sottostante:

Spettro di δUMa nella regione compresa tra 380 e 520 pixel

Effettuando un fit gaussiano sui picchi otteniamo:

• 390.2 pixel = 3825.2 Å – linea Hη dell’HI (3835.0 Å)
• 395.5 pixel = 3879.8 Å – linea Hζ dell’HI (3888.6 Å)
• 403.8 pixel = 3964.8 Å – linea Hε dell’HI (3969.7 Å)
• 416.6 pixel = 4096.6 Å – linea Hδ dell’HI (4101.3 Å)
• intorno ai 428 pixel – assorbimento anomalo (CaI 4227 Å?)
• 440.1 pixel = 4337.4 Å – linea Hγ dell’HI (4340.0 Å)
• intorno a 450 pixel – assorbimento anomalo (HeI 4471 Å )
• intorno a 460 pixel – assorbimento anomalo
• 468.3 pixel = 4626.3 Å – linea del FeII (4630 Å)
• 491.0 pixel = 4859.6 – linea Hβ dell’HI (4860.8 Å)

Consideriamo ora la seconda parte dello spettro dalla linea Hβ dell’Idrogeno a 800 nm, mostrato nella figura sottostante:

Spettro di δUMa nella regione compresa tra 500 e 800 pixel

Effettuando un fit gaussiano sui picchi otteniamo:

• intorno ai 512 pixel – assorbimento anomalo
• 525.5 pixel = 5213.0 Å – linea del FeII (5197.6 Å)
• 551.5 pixel = 5479.7 Å – linea da identificare (NiI 5476.9 Å?)
• tra 550 e 570 pixel – assorbimento complesso
• 582.6 pixel = 5799.3 Å – linea da identificare (HgI, banda tellurica O3, …?)
• 592.5 pixel = 5901.0 Å – linea dell’NaI (5890 Å – 5896 Å)
• 625.8 pixel = 6242.5 Å – linea da identificare
• 656.7 pixel = 6558.9 Å – linea Hα dell’HI (6562.1 Å)
• 687.3 pixel = 6873.0 Å – banda tellurica O2 (6884 Å)
• intorno a 705 pixel – assorbimento anomalo
• 717.3 pixel = 7180.7 Å – banda tellurica H2O (7160 – 7400 Å)
• 731.8 pixel = 7329.5 Å – banda tellurica H2O (7160 – 7400 Å)
• 759.1 pixel = 7610.0 Å – banda tellurica O2 (7621 Å)
• 774.3 pixel = 7765.8 Å – linea dell’OI (7771 Å)
• 783.2 pixel = 7857.0 Å – linea da identificare
• 790.8 pixel = 7934.6 Å – linea da identificare

Consideriamo infine la terza parte dello spettro da 800 nm a 1000 nm, mostrato nella figura sottostante:

Spettro di δUMa nella regione compresa tra 500 e 1000 pixel

Effettuando un fit gaussiano sui picchi otteniamo:

• 818.5 pixel = 8218.4 Å – linea limite di Paschen dell’HI (8204 Å)
• da 820 a 850 pixel struttura di assorbimento complessa
• 862.6 pixel = 8671.5 Å – linea del CaII (8662 Å)
• 869.2 pixel = 8739.2 Å – linea da identificare
• intorno a 900 pixel – struttura complessa

La stella 80 della costellazione dell’Orsa Maggiore è di tipo A5V e si trova a 81.7 A.L. dalla nostra stella. La sua massa così come il raggio è praticamente il doppio di quello del Sole. La temperatura effettiva è pari a circa 8’500 K e forma un sistema binario con una stella nana rossa di classe spettrale M3. Inoltre recentemente si è dimostrato che Alcor e la sua compagna formano un sistema legato con Mizar (ζUMa).

L’immagine in figura rappresenta lo spettro di 80UMa ripreso il giorno 03 maggio 2012 alle ore 23.07 (TMEC) da Briosco (MB) con un telescopio Newton SkyWatcher 200mm f/4 + reticolo di diffrazione StarAnalyser 100 + camera Magzero MZ-5m. Una prima analisi dello spettro di assorbimento mostra in modo marcato la presenza della serie di Balmer ed in particolare le linee dalla Hα alla Hη. Di seguito è riportato l’istogramma dellla regione di interesse. L’offset ottenuto tramite fit gaussiano è 16.4161 pixel.

Spettro di assorbimento non calibrato (Visual Spec)

A questo punto si è proceduto alla realizzazione dello spettro MAX-assorbimento al fine di semplificare le future operazioni di fit. Prendiamo in particolare in considerazione la regione dello spettro tra la linea Hβ ed il vicino UV (circa 400 nm) mostrata nella figura sottostante:

Spettro di 80UMa nella regione compresa tra 380 e 520 pixel

Effettuando un fit gaussiano sui picchi otteniamo:

• 389.1 pixel = 3830.2 Å – linea Hη dell’HI (3835.0 Å)
• 394.6 pixel = 3886.5 Å – linea Hζ dell’HI (3888.6 Å)
• 402.7 pixel = 3968.9 Å – linea Hε dell’HI (3969.7 Å)
• 415.6 pixel = 4102.1 Å – linea Hδ dell’HI (4101.3 Å)
• intorno a 426 pixel – assorbimento anomalo (CaI 4227 Å?)
• 439.0 pixel = 4342.0 Å – linea Hγ dell’HI (4340.0 Å)
• intorno a 450 pixel – assorbimento anomalo (HeI 4471 Å )
• 457.9 pixel = 4535.9 Å – linea da identificare
• 467.4 pixel = 4632.9 Å – linea del FeII (4630 Å)
• 489.9 pixel = 4864.2 – linea Hβ dell’HI (4860.8 Å)

Consideriamo ora la seconda parte dello spettro dalla linea Hβ dell’Idrogeno a 800 nm, mostrato nella figura sottostante:

Spettro di 80UMa nella regione compresa tra 500 e 800 pixel

Effettuando un fit gaussiano sui picchi otteniamo:

• 512.2 pixel = 5092.5 Å – linea da identificare
• 521.9 pixel = 5191.8 Å – linea del FeII (5197.6 Å)
• 529.1 pixel = 5265.4 Å – linea da identificare
• 535.7 pixel = 5333.1 Å – linea da identificare
• 550.8 pixel = 5488.7 Å – linea da identificare (NiI 5476.9 Å?)
• 560.3 pixel = 5585.6 Å – linea da identificare (OI 5577 Å o OV 5572 – 5598 Å da nebulose, FeI 5572.8 Å)
• 581.8 pixel = 5806.2 Å – linea da identificare (HgI, banda tellurica O3, …?)
• 590.3 pixel = 5893.8 Å – linea dell’NaI (5890 Å – 5896 Å)
• intorno ai 615 pixel – assorbimento anomalo
• 625.7 pixel = 6256.2 Å – linea da identificare
• 655.0 pixel = 6557.6 – linea Hα dell’HI (6562.1 Å)
• 686.3 pixel = 6878.5 Å – banda tellurica O2 (6884 Å)
• 692.0 pixel = 6936.7 Å – linea da identificare
• intorno ai 705 pixel – assorbimento anomalo
• 707.6 pixel = 7096.3 Å – linea da identificare
• 716.2 pixel = 7184.5 Å – banda tellurica H2O (7160 – 7400 Å)
• 723.3 pixel = 7257.6 Å – banda tellurica H2O (7160 – 7400 Å)
• 726.5 pixel = 7291.1 Å – banda tellurica H2O (7160 – 7400 Å)
• 758.5 pixel = 7619.0 Å – banda tellurica O2 (7621 Å)
• 772.0 pixel = 7757.5 Å – linea dell’OI (7771 Å)
• 782.2 pixel = 7862.5 Å – linea da identificare
• 790.2 pixel = 7944.2 Å – linea da identificare

Consideriamo infine la terza parte dello spettro da 800 nm a 1000 nm, mostrato nella figura sottostante:

Spettro di 80UMa nella regione compresa tra 500 e 1000 pixel

Effettuando un fit gaussiano sui picchi otteniamo:

• 817.2 pixel = 8220.5 Å – linea limite di Paschen dell’HI (8204 Å)
• da 820 a 850 pixel struttura di assorbimento complessa
• 860.8 pixel = 8668.7 – linea del CaII (8662 Å)
• 867.0 pixel = 8731.5 – linea da identificare
• da 880 a 1000 struttura di assorbimento complessa

La stella δ della costellazione del Leone è di tipo A4V e si trova a circa 58.4 A.L. dalla nostra stella. La sua massa così come il raggio è praticamente il doppio di quello del Sole. La temperatura effettiva è pari a 8’296 K e ruota su se stessa ad alta velocità (180 km/s).

L’immagine in figura rappresenta lo spettro di βUMa ripreso il giorno 03 maggio 2012 alle ore 22.30 (TMEC) da Briosco (MB) con un telescopio Newton SkyWatcher 200mm f/4 + reticolo di diffrazione StarAnalyser 100 + camera Magzero MZ-5m. Una prima analisi dello spettro di assorbimento mostra in modo marcato la presenza della serie di Balmer ed in particolare le linee dalla Hα alla Hη. Di seguito è riportato l’istogramma dellla regione di interesse. L’offset ottenuto tramite fit gaussiano è 21.9466 pixel.

Spettro di assorbimento non calibrato (Visual Spec)

A questo punto si è proceduto alla realizzazione dello spettro MAX-assorbimento al fine di semplificare le future operazioni di fit. Prendiamo in particolare in considerazione la regione dello spettro tra la linea Hβ ed il vicino UV (circa 400 nm) mostrata nella figura sottostante:

Spettro di βUMa nella regione compresa tra 380 e 520 pixel

Effettuando un fit gaussiano sui picchi otteniamo:

• 394.2 pixel = 3825.8 Å – linea Hη dell’HI (3835.0 Å)
• 399.6 pixel = 3880.8 Å – linea Hζ dell’HI (3888.6 Å)
• 408.0 pixel = 3966.8 Å – linea Hε dell’HI (3969.7 Å)
• 420.8 pixel = 4098.1 Å – linea Hδ dell’HI (4101.3 Å)
• intorno ai 430 pixel – assorbimento anomalo (CaI 4227 Å?)
• 444.3 pixel = 4339.4 Å – linea Hγ dell’HI (4340.0 Å)
• intorno a 455 pixel – assorbimento anomalo (HeI 4471 Å )
• 464.9 pixel = 4550.8 Å – linea da identificare
• 473.0 pixel = 4633.8 Å – linea del FeII (4630 Å)
• 485.2 pixel = 4759.1 Å – linea da identificare
• 495.2 pixel = 4861.5 Å – linea Hβ dell’HI (4860.8 Å)

Consideriamo ora la seconda parte dello spettro dalla linea Hβ dell’Idrogeno a 800 nm, mostrato nella figura sottostante:

Spettro di βUMa nella regione compresa tra 500 e 800 pixel

Effettuando un fit gaussiano sui picchi otteniamo:

• 528.9 pixel = 5206.8 Å – linea del FeII (5197.6 Å)
• 534.3 pixel = 5262.9 Å – linea da identificare
• 556.6 pixel = 5490.8 Å – linea da identificare (NiI 5476.9 Å?)
• 566.8 pixel = 5595.9 Å – linea da identificare (OI 5577 Å o OV 5572 – 5598 Å da nebulose, FeI 5572.8 Å)
• 586.6 pixel = 5799.2 Å – linea da identificare
• 596.4 pixel = 5899.7 Å – linea dell’NaI (5890 Å – 5896 Å)
• 632.0 pixel = 6265.0 Å – linea da identificare
• 660.6 pixel = 6558.1 Å – linea Hα dell’HI (6562.1 Å)
• intorno a 691 pixel – assorbimento anomalo (banda tellurica O2 6884 Å?)
• 721.5 pixel = 7183.2 Å – banda tellurica H2O (7160 – 7400 Å)
• 729.6 pixel = 7265.8 Å – banda tellurica H2O (7160 – 7400 Å)
• 764.7 pixel = 7625.9 Å – banda tellurica O2 (7621 Å)
• 777.2 pixel = 7754.1 Å – linea dell’OI (7771 Å)
• 795.1 pixel = 7937.2 Å – linea da identificare

Consideriamo infine la terza parte dello spettro da 800 nm a 1000 nm, mostrato nella figura sottostante:

Spettro di βUMa nella regione compresa tra 500 e 1000 pixel

Effettuando un fit gaussiano sui picchi otteniamo:

• 821.4 pixel = 8207.4 Å – linea limite di Paschen dell’HI (8204 Å)
• 872.0 pixel = 8726.0 – linea da identificare
• da 890 a 1000 pixel – struttura complessa di assorbimento

La stella δ della costellazione del Leone è di tipo A4V e si trova a circa 58.4 A.L. dalla nostra stella. La sua massa così come il raggio è praticamente il doppio di quello del Sole. La temperatura effettiva è pari a 8’296 K e ruota su se stessa ad alta velocità (180 km/s).

L’immagine in figura rappresenta lo spettro di δLeo ripreso il giorno 03 maggio 2012 alle ore 23.19 (TMEC) da Briosco (MB) con un telescopio Newton SkyWatcher 200mm f/4 + reticolo di diffrazione StarAnalyser 100 + camera Magzero MZ-5m. Una prima analisi dello spettro di assorbimento mostra in modo marcato la presenza della serie di Balmer ed in particolare le linee dalla Hα alla Hη. Di seguito è riportato l’istogramma dellla regione di interesse. L’offset ottenuto tramite fit gaussiano è 19.6350 pixel.

Spettro di assorbimento non calibrato (Visual Spec)

A questo punto si è proceduto alla realizzazione dello spettro MAX-assorbimento al fine di semplificare le future operazioni di fit. Prendiamo in particolare in considerazione la regione dello spettro tra la linea Hβ ed il vicino UV (circa 400 nm) mostrata nella figura sottostante:

Spettro di δLeo nella regione compresa tra 380 e 520 pixel

Effettuando un fit gaussiano sui picchi otteniamo:

• 391.5 pixel = 3821.7 Å – linea Hη dell’HI (3835.0 Å)
• 397.3 pixel = 3880.9 Å – linea Hζ dell’HI (3888.6 Å)
• 405.4 pixel = 3964.4 Å – linea Hε dell’HI (3969.7 Å)
• 418.4 pixel = 4097.5 Å – linea Hδ dell’HI (4101.3 Å)
• intorno ai 430 pixel – assorbimento anomalo (CaI 4227 Å?)
• 441.9 pixel = 4338.2 Å – linea Hγ dell’HI (4340.0 Å)
• intorno a 452 pixel – assorbimento anomalo (HeI 4471 Å )
• 460.1 pixel = 4524.7 Å – linea da identificare
• 469.4 pixel = 4620.5 Å – linea del FeII (4630 Å)
• 483.0 pixel = 4760.3 Å – linea da identificare
• 493.0 pixel = 4862.0 Å – linea Hβ dell’HI (4860.8 Å)

Consideriamo ora la seconda parte dello spettro dalla linea Hβ dell’Idrogeno a 800 nm, mostrato nella figura sottostante:

Spettro di δLeo nella regione compresa tra 500 e 800 pixel

Effettuando un fit gaussiano sui picchi otteniamo:

• 513.4 pixel = 5071.8 Å – linea da identificare
• 527.1 pixel = 5212.0 Å – linea del FeII (5197.6 Å)
• 531.7 pixel = 5259.7 Å – linea da identificare
• 538.9 pixel = 5333.8 Å – linea da identificare
• 552.2 pixel = 5469.7 Å – linea da identificare (NiI 5476.9 Å?)
• 563.7 pixel = 5587.5 Å – linea da identificare (OI 5577 Å o OV 5572 – 5598 Å da nebulose, FeI 5572.8 Å)
• 585.9 pixel = 5815.2 Å – linea da identificare (HgI, banda tellurica O3, …?)
• 595.1 pixel = 5909.4 Å – linea dell’NaI (5890 Å – 5896 Å)
• 622.0 pixel = 6185.4 – linea da identificare
• 628.3 pixel = 6250.0 – linea da identificare
• 658.5 pixel = 6559.9 Å – linea Hα dell’HI (6562.1 Å)
• 690.0 pixel = 6883.4 Å – banda tellurica O2 (6884 Å)
• intorno ai 705 pixel – assorbimento anomalo
• 719.8 pixel = 7189.4 Å – banda tellurica H2O (7160 – 7400 Å)
• 728.1 pixel = 7274.5 Å – banda tellurica H2O (7160 – 7400 Å)
• 761.9 pixel = 7621.0 Å – banda tellurica O2 (7621 Å)
• 775.6 pixel = 7760.9 Å – linea dell’OI (7771 Å)
• 793.8 pixel = 7948.2 Å – linea da identificare

Consideriamo infine la terza parte dello spettro da 800 nm a 1000 nm, mostrato nella figura sottostante:

Spettro di δLeo nella regione compresa tra 500 e 1000 pixel

Effettuando un fit gaussiano sui picchi otteniamo:

• 819.0 pixel = 8206.3 Å – linea limite di Paschen dell’HI (8204 Å)
• 863.3 pixel = 8661.2 Å – linea del CaII (8662 Å)
• 882.1 pixel = 8853.4 – linea da identificare
• 896.3 pixel = 8999.7 – linea da identificare
• intorno ai 910 pixel – assorbimento anomalo
• intorno ai 930 pixel – assorbimento anomalo

La stella β della costellazione del Leone è di tipo A3V e si trova a circa 36 A.L. dalla nostra stella. La sua massa è praticamente il doppio di quello del Sole mentre il suo diametro tre mezzi. La temperatura effettiva è pari a 8’500 K e ruota su se stessa con una velocità di 20 km/s. Denebola è una stella variabile di tipo Delta Scuti.

L’immagine in figura rappresenta lo spettro di βLeo ripreso il giorno 03 maggio 2012 alle ore 23.14 (TMEC) da Briosco (MB) con un telescopio Newton SkyWatcher 200mm f/4 + reticolo di diffrazione StarAnalyser 100 + camera Magzero MZ-5m. Una prima analisi dello spettro di assorbimento mostra in modo marcato la presenza della serie di Balmer ed in particolare le linee dalla Hα alla Hη. Di seguito è riportato l’istogramma dellla regione di interesse. L’offset ottenuto tramite fit gaussiano è 24.3377 pixel.

Spettro di assorbimento non calibrato (Visual Spec)

A questo punto si è proceduto alla realizzazione dello spettro MAX-assorbimento al fine di semplificare le future operazioni di fit. Prendiamo in particolare in considerazione la regione dello spettro tra la linea Hβ ed il vicino UV (circa 400 nm) mostrata nella figura sottostante:

Spettro di βLeo nella regione compresa tra 380 e 520 pixel

Effettuando un fit gaussiano sui picchi otteniamo:

•  396.4 pixel = 3823.0 Å – linea Hη dell’HI (3835.0 Å)
• 401.8 pixel = 3879.1 Å – linea Hζ dell’HI (3888.6 Å)
• 410.3 pixel = 3965.6 Å – linea Hε dell’HI (3969.7 Å)
• 423.4 pixel = 4100.1 Å – linea Hδ dell’HI (4101.3 Å)
• intorno ai 435 pixel – assorbimento anomalo (CaI 4227 Å?)
• 446.8 pixel = 4340.8 Å – linea Hγ dell’HI (4340.0 Å)
• 498.2 pixel = 4867.6 Å – linea Hβ dell’HI (4860.8 Å)

Consideriamo ora la seconda parte dello spettro dalla linea Hβ dell’Idrogeno a 800 nm, mostrato nella figura sottostante:

Spettro di βLeo nella regione compresa tra 500 e 800 pixel

Effettuando un fit gaussiano sui picchi otteniamo:

• 532.7 pixel = 5221.4 Å – linea del FeII (5227.2 Å)
• intorno ai 545 pixel – assorbimento anomalo (FeII 5316.6 Å?)
• 558.9 pixel = 5490.3 Å – linea da identificare (NiI 5476.9 Å?)
• 570.0 pixel = 5604.4 Å – linea da identificare
• 591.1 pixel = 5821.0 Å – linea da identificare
• 599.5 pixel = 5907.0 – linea dell’NaI (5890 Å – 5896 Å)
• intorno ai 630 pixel – assorbimento anomalo
• 663.7 pixel = 6564.9 Å – linea Hα dell’HI (6562.1 Å)
• 694.9 pixel = 6885.1 Å – banda tellurica O2 (6884 Å)
• 725.0 pixel = 7193.5 Å – banda tellurica H2O (7160 – 7400 Å)
• intorno ai 735 pixel – assorbimento anomalo (banda tellurica H2O 7160 – 7400 Å?)
• 767.0 pixel = 7625.2 – banda tellurica O2 (7621 Å)
• 781.3 pixel = 7771.7 Å – linea dell’OI (7771 Å)
• 797.1 pixel = 7934.1 Å – linea da identificare

Consideriamo infine la terza parte dello spettro da 800 nm a 1000 nm, mostrato nella figura sottostante:

Spettro di βLeo nella regione compresa tra 500 e 1000 pixel

Effettuando un fit gaussiano sui picchi otteniamo:

• 824.5 pixel = 8214.6 Å – linea limite di Paschen dell’HI (8204 Å)
• 836.1 pixel = 8334.0 Å – linea da identificare (probabilmente due vicine)
• 856.0 pixel = 8537.7 Å – linea del CaII (8542 Å)
• 869.0 pixel = 8671.3 Å – linea del CaII (8662 Å)
• intorno ai 900 pixel – assorbimento anomalo
• intorno ai 950 pixel – assorbimento anomalo

La stella α della costellazione dei Gemelli è di tipo A1V e si trova a circa 51 A.L. dalla nostra stella. La sua massa così come il suo raggio è praticamente il doppio di quello del Sole. La temperatura effettiva è pari a 10’286 K e ruota su se stessa con una velocità di 5.2 km/s. Castore in realtà forma un sistema doppio con Castore B di classe spettrale A2Vm. Castore A è a sua volta un sistema doppio formato da due stelle orbitanti a soli 3 milioni di km di distanza con un periodo di 9.21 giorni. Castore Ab è una stella nana di classe spettrale incerta.

L’immagine in figura rappresenta lo spettro di αGem ripresa il giorno 03 maggio 2012 alle ore 22.17 (TMEC) da Briosco (MB) con un telescopio Newton SkyWatcher 200mm f/4 + reticolo di diffrazione StarAnalyser 100 + camera Magzero MZ-5m. Una prima analisi dello spettro di assorbimento mostra in modo marcato la presenza della serie di Balmer ed in particolare le linee dalla Hα alla Hε. Di seguito è riportato l’istogramma dellla regione di interesse. L’offset ottenuto tramite fit gaussiano è 19.3740 pixel.

Spettro di assorbimento non calibrato (Visual Spec)

A questo punto si è proceduto alla realizzazione dello spettro MAX-assorbimento al fine di semplificare le future operazioni di fit. Prendiamo in particolare in considerazione la regione dello spettro tra la linea Hβ ed il vicino UV (circa 400 nm) mostrata nella figura sottostante:

Spettro di αGem nella regione compresa tra 380 e 520 pixel

Effettuando un fit gaussiano sui picchi otteniamo:

• intorno ai 395 pixel – assorbimento anomalo (linea Hζ dell’HI 3888.6 Å)
• 403.5 pixel = 3946.8 Å – linea Hε dell’HI (3969.7 Å) difficoltà nel fit.
• 417.1 pixel = 4087.1 Å – linea Hδ dell’HI (4101.3 Å)
• 441.1 pixel = 4333.3 Å – linea Hγ dell’HI (4340.0 Å)
• intorno ai 470 pixel – assorbimento anomalo (HeI 4471 Å )
• 492.2 pixel = 4856.9 – linea Hβ dell’HI (4860.8 Å)

Consideriamo ora la seconda parte dello spettro dalla linea Hβ dell’Idrogeno a 800 nm, mostrato nella figura sottostante:

Spettro di αGem nella regione compresa tra 500 e 800 pixel

Effettuando un fit gaussiano sui picchi otteniamo:

• 526.0 pixel = 5203.8 Å – linea del FeII (5197.6 Å)
• 552.2 pixel = 5472.0 Å – linea da identificare (NiI 5476.9 Å?)
• 584.3 pixel = 5801.3 Å – linea da identificare (HgI, banda tellurica O3, …?)
• 594.8 pixel = 5909.4 – linea dell’NaI (5890 Å – 5896 Å)
• 629.7 pixel = 6267.8 – assorbimento anomalo
• 658.5 pixel = 6562.8 Å – linea Hα dell’HI (6562.1 Å)
• intorno ai 690 pixel – assorbimento anomalo (banda tellurica O2 6884 Å?)
• 727.3 pixel = 7268.7 – banda tellurica H2O (7160 – 7400 Å)
• 761.6 pixel = 7620.1 Å – banda tellurica O2 (7621 Å)

Consideriamo infine la terza parte dello spettro da 800 nm a 1000 nm, mostrato nella figura sottostante:

Spettro di αGem nella regione compresa tra 500 e 1000 pixel

Effettuando un fit gaussiano sui picchi otteniamo:

• 818.5 pixel = 8204.1 Å – linea limite di Paschen dell’HI (8204 Å)
• tra i 845 ed i 850 pixel – struttura di assorbimento complessa
• 864.3 pixel = 8673.4 – linea del CaII (8662 Å)
• intorno ad 894 pixel – assorbimento anomalo
• intorno ai 930 pixel – assorbimento anomalo
• 968.2 pixel = 9739.7 Å – linea da identificare difficoltà nel fit

Riportiamo di seguito la seconda campagna di misure effettuate da Briosco (MB) il 03/12/2012 alle 22.05 (TMEC) . Telescopio Newton SkyWatcher 200mm f/4 + reticolo di diffrazione StarAnalyser 100 + camera Magzero MZ-5m. In figura è mostrato lo spettro di assorbimento e successivamente le linee identificate e misurate. Non sono stati considerati assorbimenti anomali. Offset misurato 19.5704 pixel, massimo dello spettro a 5119.6 Å. Scarica il file di testo della misura.

Spettro di αGem tra 300 e 1200 pixel

Linee identificate:

• 3894.7 Å
• 3976.9 Å
• 4107.5 Å
• 4346.1 Å
• 4867.0 Å
• 5206.4 Å
• 5498.8 Å
• 5553.8 Å
• 5601.3 Å
• 5792.3 Å
• 5900.8 Å
• 6261.0 Å
• 6551.6 Å
• 7287.5 Å
• 7604.9 Å

L’immagine visuale dello spettro elettromagnetico è riportata qui sotto.

Spettro di αGem ripreso il 03/12/2012

La stella α della costellazione del Cane Maggiore è di tipo A1Vm e si trova a 8.6 A.L. dal Sole. La sua massa è circa 2.4 volte quella del Sole mentre il suo raggio è praticamente il doppio. La temperatura effettiva è di 9’940 K e ruota su se stessa ad una velocità pari a 16 km/s. In realtà Sirio è un sistema doppio. Sirio B è una nana bianca di classe spettrale DA2-5 con una temperatura di ben 24’000 K.

L’immagine in figura rappresenta lo spettro di αCMa ripreso con un telescopio Newton SkyWatcher 200mm f/4 + reticolo di diffrazione StarAnalyser 100 + camera Magzero MZ-5m. Una prima analisi dello spettro di assorbimento mostra in modo marcato la presenza della serie di Balmer ed in particolare le linee dalla Hα alla Hη. Di seguito è riportato l’istogramma dellla regione di interesse. L’offset ottenuto tramite fit gaussiano è 17.6765 pixel.

Spettro di assorbimento non calibrato (Visual Spec)

A questo punto si è proceduto alla realizzazione dello spettro MAX-assorbimento al fine di semplificare le future operazioni di fit. Prendiamo in particolare in considerazione la regione dello spettro tra la linea Hβ ed il vicino UV (circa 400 nm), mostrata nella figura sottostante:

Spettro di αCMa nella regione compresa tra 380 e 520 pixel

Effettuando un fit gaussiano sui picchi otteniamo:

• 390.1 pixel = 3827.6 Å – linea Hη dell’HI (3835.0 Å)
• 395.5 pixel = 3882.8 Å – linea Hζ dell’HI (3888.6 Å)
• 403.9 pixel = 3969.1 Å – linea Hε dell’HI (3969.7 Å)
• 416.8 pixel = 4101.0 Å – linea Hδ dell’HI (4101.3 Å)
• intorno ai 427 pixel – assorbimento anomalo (CaI 4227 Å?)
• 440.6 pixel = 4345.6 Å – linea Hγ dell’HI (4340.0 Å)
• intorno ai 452 pixel – assorbimento anomalo (HeI 4471 Å )
• 464.1 pixel = 4586 Å – linea da identificare
• 468.3 pixel = 4628.8 Å – linea del FeII (4630 Å)
• 479.3 pixel = 4742.5 Å – linea da identificare
• 491.7 pixel = 4869.5 – linea Hβ dell’HI (4860.8 Å)

Consideriamo ora la seconda parte dello spettro dalla linea Hβ dell’Idrogeno a 800 nm mostrato nella figura sottostante:

Spettro di αCMa nella regione compresa tra 500 e 800 pixel

Effettuando un fit gaussiano sui picchi otteniamo:

• 524.4 pixel = 5204.8 Å – linea del FeII (5197.6 Å)
• 527.6 pixel = 5237.7 Å – linea del FeII (5227.2 Å)
• 537.4 pixel = 5337.4 Å – linea da identificare (FeII 5316.6 Å)
• intorno a 550 pixel – assorbimento anomalo (NiI 5476.9 Å?)
• 583.8 pixel = 5814.2 Å – linea da identificare (HgI, banda tellurica O3, …?)
• 592.7 pixel = 5905.3 Å – linea dell’NaI (5890 Å – 5896 Å)
• intorno ai 620 pixel – assorbimento anomalo
• 632.2 pixel = 6310 Å – linea da identificare
• 657.7 pixel = 6572.1 Å – linea Hα dell’HI (6562.1 Å)
• 688.9 pixel = 6892.2 Å – banda tellurica O2 (6884 Å)
• intorno a 702 pixel – assorbimento anomalo
• 718.4 pixel = 7194.3 Å – banda tellurica H2O (7160 – 7400 Å)
• 724.6 pixel = 7258.4 Å – banda tellurica H2O (7160 – 7400 Å)
• 762.3 pixel = 7645.4 – linea da identificare (tellurica O2 7621 Å?)
• intorno a 775 pixel – assorbimento anomalo
• 789.1 pixel = 7919.6 – linea da identificare

Consideriamo infine la terza parte da 800 nm a 1000 nm mostrato nella figura sottostante:

Spettro di αCMa nella regione compresa tra 500 e 1000 pixel

Effettuando un fit gaussiano sui picchi otteniamo:

• 815.8 pixel = 8194.0 Å – linea limite di Paschen dell’HI (8204 Å)
• 818.8 pixel = 8224.6 Å – linea da identificare
• tra i 825 ed i 850 pixel – struttura di assorbimento complessa
• 862.2 pixel = 8670.0 Å – linea del CaII (8662 Å)
• intorno ai 890 pixel – assorbimento anomalo
• tra i 905 ed i 910 pixel – assorbimento anomalo
• intorno ai 930 pixel – assorbimento anomalo
• 962.5 pixel = 9699.0 pixel – linea da identificare

La stella ζ della costellazione dell’Orsa Maggiore è di tipo A1V e si trova a 85.8 A.L. dal Sole. In realtà ζUMa è un sistema binario (Mizar A mag. 2.40, Mizar B 4.0) il primo ad essere stato osservato al telescopio da Giovanni Battista Riccioli nel 1650. Mizar  B si trova a 380 UA da Mizar A e vi ruota attorno con un periodo orbitale di circa duemila anni. Mizar A e B sono a loro volta doppie spettroscopia, tutte di classe spettrale A1 con temperatura media pari a 9700 K.

L’immagine in figura rappresenta lo spettro di ζUMa ripresa il giorno 03 maggio 2012 alle ore 22.54 (TMEC) da Briosco (MB) con un telescopio Newton SkyWatcher 200mm f/4 + reticolo di diffrazione StarAnalyser 100 + camera Magzero MZ-5m. Una prima analisi dello spettro di assorbimento mostra in modo marcato la presenza della serie di Balmer ed in particolare le linee dalla Hα alla Hη. Di seguito è riportato l’istogramma dellla regione di interesse. L’offset ottenuto tramite fit gaussiano è 12.5568 pixel.

Spettro di assorbimento non calibrato (Visual Spec)

A questo punto si è proceduto alla realizzazione dello spettro MAX-assorbimento al fine di semplificare le future operazioni di fit. Prendiamo in particolare in considerazione la regione dello spettro tra la linea Hβ ed il vicino UV (circa 400 nm) mostrata nella figura sottostante:

Spettro di ζUMa nella regione compresa tra 380 e 520 pixel

Effettuando un fit gaussiano sui picchi otteniamo:

• 382.1 pixel = 3797.3 Å – linea H10 dell’HI (3797.5 Å)
• 385.7 pixel = 3834.6 Å – linea Hη dell’HI (3835.0 Å)
• 391.2 pixel = 3891.0 Å – linea Hζ dell’HI (3888.6 Å)
• 399.6 pixel = 3976.7 Å – linea Hε dell’HI (3969.7 Å)
• 412.3 pixel = 4107.8 Å – linea Hδ dell’HI (4101.3 Å)
• intorno ai 424 pixel – assorbimento anomalo (CaI 4227 Å?)
• 435.6 pixel = 4346.5 Å – linea Hγ dell’HI (4340.0 Å)
• 447.6 pixel = 4469.9 Å – linea del HeI (4471 Å)
• 455.4 pixel = 4549.6 Å – linea del FeII (4550 Å)
• 463.4 pixel = 4631.0 Å – linea del FeII (4630 Å)
• 486.3 pixel = 4866.9 Å – linea Hβ dell’HI (4860.8 Å)

Consideriamo ora la seconda parte dello spettro dalla linea Hβ dell’Idrogeno a 800 nm mostrato nella figura sottostante:

Spettro di ζUMa nella regione compresa tra 500 e 800 pixel

Effettuando un fit gaussiano sui picchi otteniamo:

• 517.7 pixel = 5188.5 Å – linea del FeII (5197.6 Å)
  
• 520.8 pixel = 5220.5 Å – linea del FeII (5227.2 Å)
• 532.2 pixel = 5337.7 Å – linea da identificare (FeI 5340-5341 Å?)
• 545.5 pixel = 5473.3 Å – linea da identificare (NiI 5476.9 Å?)
• 548.3 pixel = 5502.0 Å – linea da identificare (FeI 5501.0 Å?)
• 555.4 pixel = 5574.9 Å – linea da identificare (OI 5577 Å o OV 5572 – 5598 Å da nebulose, FeI 5572.8 Å?)
• 560.0 pixel = 5622.8 Å – linea da identificare (FeI 5624.5 Å?)
• 577.2 pixel = 5798.3 Å – linea da identificare (CrI 5791 Å?)
• 581.0 pixel = 5838.3 Å – linea da identificare (HgI, banda tellurica O3, …?)
• 586.5 pixel = 5894.1 Å – linea dell’NaI (5890 Å – 5896 Å)
• intorno ai 605 e 615 pixel – assorbimento anomalo
• 619.7 pixel = 6234.6 Å – linea da identificare
• 623.5 pixel = 6273.9 Å – linea da identificare
• 652.1 pixel = 6558.2 Å – linea Hα dell’HI (6562.1 Å)
• 682.4 pixel = 6878.2 Å – banda tellurica O2 (6884 Å)
• intorno ai 705 pixel – assorbimento anomalo
• 712.7 pixel = 7188.6 Å – banda tellurica H2O (7160 – 7400 Å)
• 722.0 pixel = 7283.7 Å – banda tellurica H2O (7160 – 7400 Å)
• 754.6 pixel = 7618.1 Å – banda tellurica O2 (7621 Å)
• 769.0 pixel = 7766.6 Å – linea dell’OI (7771 Å)
• 772.4 pixel = 7801.4 Å – linea da identificare
• 787.4 pixel = 7954.5 Å – linea da identificare
• 790.4 pixel = 7937.6 Å – linea da identificare

Consideriamo infine la terza parte dello spettro da 800 nm al vicino infrarosso (1000 nm) mostrato nella figura sottostante:

Spettro di ζUMa nella regione compresa tra 500 e 1000 pixel

Effettuando un fit gaussiano sui picchi otteniamo:

• 812.7 pixel = 8214.9 – linea limite di Paschen dell’HI (8204 Å)
• 862.0 pixel = 8719.9 Å – linea da identificare
• intorno agli 890 pixel – assorbimento anomalo
• da 900 a 1000 pixel – assorbimento anomalo
• 868.4 pixel = 8738.4 Å – linea da identificare (HI linea P12 8748 Å?)
• 878.6 pixel = 8842.3 Å – linea da identificare
• intorno ai 900 pixel – assorbimento anomalo
• intorno ai 930 pixel – assorbimento anomalo
• 963.1 pixel = 9709 pixel – linea da identificare

La stella ε della costellazione dell’Orsa Maggiore è di tipo A0Vp e si trova a 81 A.L. dalla nostra stella. La sua massa è 3.0 volte quella del Sole mentre il suo raggio è 4.2 volte. La temperatura effettiva è di 9’340 K e ruota su se stessa ad alta velocità (38 km/s).

L’immagine in figura rappresenta lo spettro di εUMa ripresa il giorno 03 maggio 2012 alle ore 22.47 (TMEC) da Briosco (MB) con un telescopio Newton SkyWatcher 200mm f/4 + reticolo di diffrazione StarAnalyser 100 + camera Magzero MZ-5m. Una prima analisi dello spettro di assorbimento mostra in modo marcato la presenza della serie di Balmer ed in particolare le linee dalla Hα alla Hη. Di seguito è riportato l’istogramma dellla regione di interesse. L’offset ottenuto tramite fit gaussiano è 17.2056 pixel.

Spettro di assorbimento non calibrato (Visual Spec)

A questo punto si è proceduto alla realizzazione dello spettro MAX-assorbimento al fine di semplificare le future operazioni di fit. Prendiamo in particolare in considerazione la regione dello spettro tra la linea Hβ ed il vicino UV (circa 400 nm) mostrata nella figura sottostante:

Spettro di εUMa nella regione compresa tra 380 e 520 pixel

Effettuando un fit gaussiano sui picchi otteniamo:

• 386.1 pixel = 3790.7 Å – linea H10 dell’HI (3797.5 Å)
• 390.3 pixel = 3834.2 Å – linea Hη dell’HI (3835.0 Å)
• 395.4 pixel = 3886.0 Å – linea Hζ dell’HI (3888.6 Å)
• 403.9 pixel = 3973.4 Å – linea Hε dell’HI (3969.7 Å)
• 416.5 pixel = 4102.7 Å – linea Hδ dell’HI (4101.3 Å)
• intorno ai 427 pixel – assorbimento anomalo (CaI 4227 Å?)
• 440.0 pixel = 4344.1 Å – linea Hγ dell’HI (4340.0 Å)
• intorno ai 453 pixel – assorbimento anomalo (HeI 4471 Å?)
• 460.1 pixel = 4549.5 Å – linea del FeII (4550 Å)
• 468.2 pixel = 4632.8 Å – linea del FeII (4630 Å)
• 490.8 pixel = 4864.5 Å – linea Hβ dell’HI (4860.8 Å)

Consideriamo ora la seconda parte dello spettro dalla linea Hβ dell’Idrogeno a 800 nm, mostrato nella figura sottostante:

Effettuando un fit gaussiano sui picchi otteniamo:

• 523.3 pixel = 5198.1 Å – linea del FeII (5197.6 Å)
• 526.1 pixel = 5227.0 Å – linea del FeII (5227.2 Å)
• 536.1 pixel = 5329.3 Å – linea del FeII (5316.6 Å)
• 550.6 pixel = 5478.1 Å – linea da identificare (NiI 5476.9 Å?)
• 552.9 pixel = 5502.2 Å – linea da identificare (FeI 5501.0 Å?)
• 559.9 pixel = 5573.8 Å – linea da identificare (OI 5577 Å o OV 5572 – 5598 Å da nebulose, FeI 5572.8 Å?)
• 582.9 pixel = 5809.8 Å – linea da identificare (HgI, banda tellurica O3, …?)
• 590.7 pixel = 5890.1 Å – linea dell’NaI (5890 Å – 5896 Å)
• 595.2 pixel = 5936.3 Å – linea da identificare (NII 5932-5942 Å?)
• intorno ai 625 pixel – assorbimento anomalo
• 656.1 pixel = 6560.1 Å – linea Hα dell’HI (6562.1 Å)
• 687.4 pixel = 6881.7 Å – banda tellurica O2 (6884 Å)
• intorno ai 705 pixel – assorbimento anomalo
• 717.1 pixel = 7186.0 Å – banda tellurica H2O (7160 – 7400 Å)
• 724.5 pixel = 7262.5 Å – banda tellurica H2O (7160 – 7400 Å)
• 759.2 pixel = 7617.7 Å – banda tellurica O2 (7621 Å)
• 773.6 pixel = 7765.7 Å – linea dell’OI (7771 Å)
• 790.4 pixel = 7937.6 Å – linea da identificare

Consideriamo infine la terza parte dello spettro da 800 nm al vicino infrarosso (1000 nm) mostrato nella figura sottostante:

Spettro di εUMa nella regione compresa tra 500 e 1000 pixel

Effettuando un fit gaussiano sui picchi otteniamo:

• 816.6 pixel = 8206.5 Å – linea limite di Paschen dell’HI (8204 Å)
• tra i 820 ed i 840 pixel – struttura di assorbimento complessa
  
• 848.1 pixel = 8530.2 Å – linea del CaII (8542 Å)
• 852.5 pixel = 8575.4 Å – linea da identificare
• 861.7 pixel = 8669.9 Å – linea del CaII (8662 Å)
• 868.4 pixel = 8738.4 Å – linea da identificare (HI linea P12 8748 Å?)
• 878.6 pixel = 8842.3 Å – linea da identificare
• intorno ai 900 pixel – assorbimento anomalo
• intorno ai 930 pixel – assorbimento anomalo
• 963.1 pixel = 9709 pixel – linea da identificare

La stella γ della costellazione dell’Orsa Maggiore è di tipo A0Ve e si trova a 83.2 A.L. dalla nostra stella. La sua massa è 2.6 volte quella del Sole mentre il suo raggio è praticamente il triplo. La temperatura effettiva è di 9’355 K e ruota su se stessa ad alta velocità (178 km/s). L’immagine in figura rappresenta lo spettro di γUMa ripresa il giorno 03 maggio 2012 alle ore 22.36 (TMEC) da Briosco (MB) con un telescopio Newton SkyWatcher 200mm f/4 + reticolo di diffrazione StarAnalyser 100 + camera Magzero MZ-5m. Una prima analisi dello spettro di assorbimento mostra in modo marcato la presenza della serie di Balmer ed in particolare le linee dalla Hα alla Hη. Di seguito è riportato l’istogramma dellla regione di interesse. L’offset ottenuto tramite fit gaussiano è 29.7741 pixel.

Spettro di assorbimento non calibrato (Visual Spec)

A questo punto si è proceduto alla realizzazione dello spettro MAX-assorbimento al fine di semplificare le future operazioni di fit. Prendiamo in particolare in considerazione la regione dello spettro tra la linea Hβ ed il vicino UV (circa 400 nm) mostrata nella figura sottostante:

Spettro di γUMa nella regione compresa tra 380 e 520 pixel

Effettuando un fit gaussiano sui picchi otteniamo:

• 402.3 pixel = 3828.1 Å – linea Hη dell’HI (3835.0 Å)
• 408.0 pixel = 3886.2 Å – linea Hζ dell’HI (3888.6 Å)
• 416.1 pixel = 3969.4 Å – linea Hε dell’HI (3969.7 Å)
• 428.9 pixel = 4101.5 Å – linea Hδ dell’HI (4101.3 Å)
• intorno ai 440 pixel – assorbimento anomalo (CaI 4227 Å?)
• 452.5 pixel = 4343.2 Å – linea Hγ dell’HI (4340.0 Å)
• intorno ai 465 pixel – possibile picco (HeI 4471 Å o MgI 4481 Å?)
• 479.2 pixel = 4617.5 Å – linea del FeII (4630 Å)
• 503.4 pixel = 4865.0 Å – linea Hβ dell’HI (4860.8 Å)

Consideriamo ora la seconda parte dello spettro dalla linea Hβ dell’Idrogeno a 800 nm, mostrato nella figura sottostante:

Spettro di γUMa nella regione compresa tra 500 e 800 pixel

Effettuando un fit gaussiano sui picchi otteniamo:

• 539.4 pixel = 5234.3 Å – linea del FeI (5235 Å)
• 564.8 pixel = 5494.9 Å – linea da identificare (FeI 5497 Å?)
• 593.9 pixel = 5793.2 Å – linea da identificare (HgI, banda tellurica O3, …?)
• 604.7 pixel = 5903.8 Å –linea dell’NaI (5890 Å – 5896 Å)
• intorno ai 625 pixel – assorbimento anomalo
• 639.9 pixel = 6265.3 Å – banda tellurica O2 (6278 Å)
• 669.0 pixel = 6563.8 Å – linea Hα dell’HI (6562.1 Å)
• 699.9 pixel = 6880.8 Å – banda tellurica O2 (6884 Å)
• 706.0 pixel = 6943.2 Å – linea da identificare (banda tellurica H2O?)
• 711.3 pixel = 6997.3 Å – linea da identificare (banda tellurica H2O?)
• 718.6 pixel = 7073.0 Å – linea da identificare (banda tellurica H2O?)
• 729.8 pixel = 7187.1 Å – banda tellurica H2O (7160 – 7400 Å)
• 738.9 pixel = 7281.3 Å – banda tellurica H2O (7160 – 7400 Å)
• 773.3 pixel = 7633.3 Å – banda tellurica O2 (7621 Å)
• 786.8 pixel = 7772.2 Å – linea dell’OI (7771 Å)

Consideriamo infine la terza parte dello spettro da 800 nm al vicino infrarosso (1000 nm) mostrato nella figura sottostante:

Spettro di γUMa nella regione compresa tra 500 e 1000 pixel

Effettuando un fit gaussiano sui picchi otteniamo:

• intorno ai 805 pixel – assorbimento anomalo
• 829.6 pixel = 8211.0 Å – linea limite di Paschen dell’HI (8204 Å)
• 834.7 pixel = 8263.1 Å – linea da identificare
• 838.2 pixel = 8302.2 Å – linea da identificare
• 874.4 pixel = 8670.6 Å – linea da identificare (CaII 8662 Å?)
• 881.0 pixel = 8738.4 Å – linea da identificare (HI linea P12 8748 Å?)
• intorno ai 920 pixel – assorbimento anomalo
• intorno ai 950 pixel – assorbimento anomalo