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:

Spettro di εUMa nella regione compresa tra 500 e 800 pixel

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
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