LA NEBULOSA
PLANETARIA NGC 2392
D.Giacoia, G.Benetello, N.Monaco, G.Pecoraro
Scuola Navale Militare “F.Morosini”
Le nebulose planetarie
• Una stella di massa piccola o
intermedia (inferiore a 8
masse solari) al termine del
suo ciclo evolutivo perde la
sua atmosfera. Al centro
rimane una nana bianca che
permette di continuare a
vedere il gas disperso fino a
che questo si allontana
definitivamente dalla stella.
M57 nella costellazione della Lyra
Oggetto dello studio
• Noi abbiamo studiato NGC
2392, comunemente detta
Eskimo.
• L’immagine utilizzata era stata
ricavata il 13 Gennaio 2007,
con il telescopio di 122cm di
diametro dell'Osservatorio
Astrofisico di Asiago.
Ecco le caratteristiche principali dell’oggetto
• Sigle catalogo: NGC 2392 - PK
197+17.1
• Costellazione: Gemini
• Coordinate J2000: RA:
7h29m12.00s
DE:+20°55'00.0"
• Dimensioni: 0.8'x 0.7'
Magnitudine: 8.60
• Dimensioni reali: 0.2 a.l.
• Distanza: ~5000 a.l.
• Mag stella centrale: 10.5
Spettro: O7
• Velocità di espansione: 55 km/s
Dati tecnici relativi all’osservazione
• reticolo da 150 tratti/mm che ha prodotto uno spettro della
nebulosa esteso da 3200 a 11700 Angstrom.
• fenditura dello spettrografo larga 300 micron, corrispondenti a
circa 3" in cielo.
• tempo di esposizione applicato: 180 sec.
• spettrografo orientato con la fenditura in direzione Est-Ovest e
centrata sulla nebulosa in modo da osservare
contemporaneamente la stella nana bianca al centro e il gas
ionizzato circostante.
Riduzione dello spettro
• L’immagine è stata elaborata
mediante le usuali procedure
IRAF usate anche dagli altri
gruppi, che non andremo qui a
discutere in quanto ben note a
tutti i presenti.
• Di queste abbiamo dato
descrizione dettagliata nel
documento word.
Spettro grezzo
Flat field
Spettro della lampada FeAr
Lo spettro ridotto
• Questo qui sotto è una immagine dello spettro
ridotto. Sono ben visibili le righe in emissione su
cui abbiamo lavorato
Operazioni effettuate sullo spettro ridotto
• identificazione delle righe spettrali presenti nello
spettro
• determinazione dell’estinzione mediante le righe
della serie di Balmer
• correzione dei flussi delle diverse righe utilizzate
Determinazione dei flussi corretti
• L’estinzione determinata è stata di
0,3 magnitudini
• Nella tebella a fianco sono riportati
i valori di flusso da noi determinati.
• Si può vedere che abbiamo
identificato righe dell’OIII
(ossigeno ionizzato due volte)
dell’HeI e II (elio neutro e ionizzato
una volta) dell’NII (azoto ionizzato
una volta) e del SiII e III (zolfo
ionizzato una e due volte).
OIII
Λ
(Ang)
5007
8,56*10-11
10,44
OIII
4959
2,91*10-11
3,59
OIII
4363
1,38*10-12
0,17
OII
3727
6,69*10-12
0,92
HeII
4686
2,85*10-12
0,36
HeI
5876
7,33*10-13
0,08
NII
6583
5,75*10-12
0,64
NII
6548
1,92*10-12
0,22
SIII
9069
2,23*10-12
0,23
SIII
9532
5,70*10-12
0,57
6724
2,16*10-13
0,03
Elem.
SII
Flusso
(erg*cm-2*s-1)
VALORE DI
CORREZION
E
Determinazione della temperatura e della densità
• Per il calcolo della temperatura del corpo celeste si
sono utilizzate le righe spettrali dell’ ossigeno
terzo.
• Per la densità le righe dello zolfo secondo.
• Te [OIII] = 14182,6 K
• Ne = 2553 cm-3
Le abbondanze
• Mediante alcune equazioni ricavate in laboratorio è
stato possibile ricavare l’abbondanza dell’ossigeno e
dell’azoto e dello zolfo.
• Le abbondanze sono ricavate separatamente per i
diversi gradi di ionizzazione.
• Ecco i nostri risultati:
Per l’ossigeno abbiamo ricavato
O
1,58

H  100000
O
 1,38 E  4
H
O
 0,5
(O  )  O 
da cui

O
 4,44 E  4
H

N
 1,76 E  4
H
Per l’azoto
O
 2,45
N
Per lo zolfo
S
 2,51E  6
H
Questi risultati sono in buon accordo con le misure ottenute
da Barker nel libro The ionization structure of planetary
nebulae.