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STUDIO SPETTROSCOPICO DELLA STELLA VARIABILE

Epsilon Aurigae col Telescopio TACOR

Roberto Nesci, Corinne Rossi

Dipartimento di Fisica

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Descrizione dello strumento Coordinate geografiche: Long. 12 31'03" E, Lat. +41 54'05".

Telescopio: Celestron C 9.25 (diametro 235 mm, rapporto focale f/10).

Montatura: Bellincioni modello Omega

Motorizzazione: sistema Astrometric Skywalker con motori in cc

Cercatore elettronico: obiettivo YASHICA f/2.0, 50mm e telecamera VIXEN.

Spettrografo OMR-10C con fenditura da 50 micron, reticolo da 1200 tr/mm e lampade di confronto al Neon e Mercurio. Il collimatore dello spettrografo ha f=225 mm, l'obiettivo della camera f=135mm;

Camera CCD Apogee U2 con sensore Kodak KAF 1603ME da 1536x1024 pixel da 9x9 micron (dimensioni 13.8 x 9.2 mmm) raffredata a cella Peltier

Il controllo del telescopio e la acquisizione dei dati avvengono tramite un calcolatore dedicato sotto sistema operativo Windows XP. L'analisi successiva dei dati avviene con il software astronomico IRAF sotto sistema operativo UNIX.

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Scopo dell'esperienza• Scopo dell'esperienza e' duplice:• 1. calibrare l'efficienza dello spettrografo OMR10C con il reticolo da

1200 tr/mm, che non e' ancora stato utilizzato, e la fenditura da 50 micron. A tal fine si osserveranno alcune stelle brillanti prese da cataloghi di stelle standard spettrofotometriche.

• 2. Misurare le larghezze equivalenti delle righe spettrali e la velocita' radiale della stella binaria Epsilon Aurigae, che ha un periodo di 27 anni e per la quale nell'Agosto 2009 iniziera' il transito della secondaria davanti alla primaria. Il confronto tra gli spettri del 2009 fuori eclisse e quelli del 2010 in eclisse fornira' elementi per comprendere la natura della stella secondaria.

• Esiste una pagina web dedicata alla campagna internazionale di osservazione di questa stella nel 2009/2010. Le osservazioni pre eclisse sono gia' iniziate, anche perche' non e' sicura la data esatta

dell'inizio dell'eclisse.

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Schema del sistema Eps Aur

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Osservazioni

• Le osservazioni si dovranno svolgere a febbraio-marzo, date le coordinate celesti di Epsilon Aurigae (AR=05h02m39s, DEC=+43d50p).

• La scelta delle standard, sia spettrofotometriche che di velocita' radiale, avverra' insieme agli studenti, sulla base dei cataloghi disponibili in rete, delle coordinate astronomiche, delle date di osservazione e della luminosita' delle stelle.

• Dovendo avere un buon rapporto Segnale/Rumore (circa 50) bisognera' usare stelle piu' brillanti della sesta magnitudine, in pratica stelle visibili ad occhio nudo.

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Considerazioni tecniche• La scala sul piano focale del telescopio e' 87.8 arcsec/mm. La

conversione sul piano focale della camera, operata dal sistema ottico collimatore/obiettivo, e' di 146 arcsec/mm. I 50 micron della fenditura diventano quindi 30 micron sul piano della camera CCD.

• Il reticolo da 1200 tr/mm produce una dispersione di circa 60 A/mm sul piano del rivelatore, corrispondente a 0.54 A/pixel. Questa dispersione permette di fare misure di velocita' radiali con errori di poche decine di km/s.

• Con una lunghezza del sensore di 13.8 mm si possono vedere simultaneamente solo 828 A: Per coprire tutto lo spettro ottico dal doppietto del CaII (3900 A) ad H-alfa (6570 A) quindi occorreranno molte posizioni del reticolo, con parziale sovrapposizione per garantire la continuita' di calibrazione.

• Il potere risolutivo aspettato (due pixel, ovvero 18 micron) e' di 1.2 A.

• Questi dati andranno verificati sperimentalmente.

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Modalita' di misura

• Gli studenti si impratichiranno nell'uso dello spettrografo e della camera CCD in uno o due pomeriggi, acquisendo spettri ottenuti con le lampade di confronto Hg-Ne.

• Si impiegheranno poi una o due serate per l'osservazione e di Epsilon Aurigae e delle stelle standard: si dovranno fare osservazioni a lunga posa (10 minuti) per ottenere un alto rapporto segnale/rumore e quindi una buona misura di larghezze equivalenti e di velocita' radiale.

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Modalita' di analisi dei dati

• L'analisi dei dati avverra' con una workstation con sistema operativo LINUX, collocata al 6 piano (locale terrazza) dell'edificio Fermi.

• Gli spettri acquisiti saranno analizzati con vari task di IRAF:• - sottrazione della corrente di buio con imarit• - estrazione degli spettri con apall• - visualizzazione degli spettri con splot• - calibrazione in lunghezza d'onda con identify, refspec, dispcor• - calibrazione in flusso con standard, sensfunc, telluric

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Esempio di spettro con lo OMR10C

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Relazione finale

• La relazione finale dovra' contenere:• l'elenco delle osservazioni• le modalita' di osservazione (data, ora tempo di posa,...)• la descrizione della procedura di riduzione dei dati e gli

eventuali problemi riscontrati• la curva di calibrazione ottenuta con la stima della sua

accuratezza, e la valutazione della magnitudine limite dello strumento

• lo spettro della stella Epsilon Aurigae calibrato in lunghezza d'onda e flusso

• la velocita' radiale della stella• la misura delle larghezze equivalenti delle righe principali

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Esempio di funzione di risposta

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Spettro di Eps Aur