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 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 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