STUDIO
SPETTROSCOPICO DI
NGC 2346
e conseguenti ipotesi
riguardanti il suo oggetto
centrale
Quintarelli Valentina, Moronese
Gaetano, Brentegani Emanuele,
Piubello Francesco, Giacobbo Nicola,
Dambruoso Tobia
Liceo Scientifico “E. Medi”, Villafranca
Liceo scientifico “Fracastoro”, Verona
I nostri obiettivi
• Calcolo di densità e temperatura
della nebulosa;
• Calcolo delle abbondanze ioniche e
chimiche;
• Studio della stella centrale.
Una stella perde massa Durante la salita lungo il
ramo asintotico
Quando l’inviluppo più esterno è < di 0,3 Mo, le
parti più esterne entrano in risonanza
Superano la velocità di fuga
La stella si priva dell’intero inviluppo, sotto forma
di successivi strati che si espandono a velocità
elevata.
Fase di nebulosa
planetaria
Caratteristiche
Nome
NGC2346
Categoria di
oggetto
Nebulosa
planetaria
Costellazione
Monoceros
Coordinate
(2003)
A.R.:07h 09m 41s
Dec.: -00° 48’
56”
Magnitudine
apparente
11.7
Redshift
Velocità radiale
Distanza
0.000073
21.8 km/s
610 pc
Dimensione
angolare
≈ 0.9’
Diametro
lineare
0.3 a.l.
Classe spettrale
stella centrale
A5-V
Telescopio
Reticolo
600
tratti/mm
Apertura
fenditura
3 arcsec
Montatura
Telescopio 122
cm
Cassegrain
Focale
equivalente
19 m
Pulizia dei dati
• Dopo aver ricavato gli spettri grezzi delle tre
regioni della nebulosa, abbiamo elaborato i
dati utilizzando il programma IRAF, in modo da
ottenere dati utilizzabili per scopi scientifici.
• Correzioni:
o BIAS
o FLAT-FIELD
o CALIBRAZIONE IN λ
o CALIBRAZIONE IN FLUSSO
o SOTTRAZIONE DEL CIELO
Correzione dello spettro
per estinzione galattica
Il rapporto tra i flussi H-alfa e H-beta nella norma segue il decremento di Balmer e
tale valore è 2,86.
Nel nostro caso abbiamo rilevato un'alterazione di tale rapporto, con un valore di 4,9
Ciò è dovuto al parziale assorbimento della radiazione emessa, specie alle basse
lunghezze d’onda, da parte di polveri e gas frapposti tra noi e la nebulosa.
Quindi abbiamo utilizzato le seguenti formule per correggere i valori dei flussi:
I(Ha)/I(Hb) = 2,86
F(Ha)/F(Hb) = 4,9
I(Ha)/I(Hb) = F(Ha)/F(Hb) 10^(0.4297*E(B-V))
E(B-V) = 0,544
c = log(I(Hb)/F(Hb)) = 1.4436 E(B-V)
da cui si ottiene
c = log( I(Hβ)/F(Hβ)) = 0,78
A(V) = c / 0,4657
I = flusso corretto
F = flusso osservato
Righe Proibite
Una caratteristica della nebulosa è la presenza nello
spettro delle cosiddette righe proibite, che sono date
da transizioni, in teoria non possibili, fra livelli di energia
detti metastabili.
[O III]
2
1
[S II]
3
2
6731
6716
3
4959
5007 4363
In particolare, osservando le righe proibite [OIII] e [SII]
abbiamo potuto ricavare i valori di densità e temperatura
1
Temperatura e densità
4
3
.29
10
T
e
I(4959
)
I(
5007
)
7
.73
e

I(4363
)

4 N
e
1

4
.5
10
T
e
Grazie al programma TEMDEN di IRAF, abbiamo ricavato una
stima di questi due valori. La procedura consiste nel fornire al
programma un valore iniziale per la temperatura ; il TEMDEN
quindi calcola il valore della densità relativamente al valore della
temperatura da noi fornito. Poi si procede con i calcoli inserendo
di volta in volta i valori di T e N trovati fino a giungere a una
convergenza dei valori; nel nostro caso il programma forniva:
T = 18800 K˚
Ne = 150 cm-3
Abbondanze ioniche
con:
t = temperatura elettronica del
mezzo interstellare in unità di
104 K = t[OIII]
Dove ne è la densità elettronica in cm-3
Abbondanze chimiche
Formule usate per il
calcolo delle
abbondanze chimiche.
N(O+)/N(H+)
2,6E-04
N(O++)/N(H+)
6,3E-05
N(S+)/N(H+)
1,8E-07
N(S++)/N(H+)
5,6E-07
N(O++)/N(Ne++)
1,57
N(O+)/N(N+)
5,06
N(O+++)/N(H+)
1,6E-04
Risultati
I valori delle abbondanze
chimiche dello S e dell’N
concordano in ordine di
grandezza
con
quelli
ottenuti da J.R. Walsh
(1983)
N(O)/N(H)
4,8E-04
N(S)/N(H)
3,3E-07
N(N)/N(H)
9,5E-05
Modello Cloudy della
sorgente di NGC 2346
OBIETTIVO:
Costruire un modello della nebulosa planetaria
NGC 2346
Forma irregolare  Forma sferica
Spettro di emissione  Spettro del Black Body
5 parametri liberi
1.
2.
3.
4.
5.
Densità elettronica (Ne)
Dimensioni (r)
Abbondanze chimiche
Temperatura B.B. (T)
Luminosità (L)
1. Densità elettronica
Calcolata mediante il programma IRAF
 Elaborazione dati raccolti
2. Dimensioni
Raggio esterno
Raggio interno
Raggio esterno
α/2
Raggio interno
3. Abbondanze chimiche della stella
centrale
Pari a
quelle
del sole
4. Temperatura
?
IPOTESI:
10000 - 15000 °K
Ma non concorda con i dati forniti da CLOUDY
VARIABILE:
50000 – 150000 °K (con intervallo di 10000°K)
5. Luminosità
?
VARIABILE:
1032 – 1039 erg/s
Modelli
80 modelli generati
Individuare il modello più adatto
Varianza minore
Ottenere i valori di Temperatura e luminosità
Dati sperimentali e teorici
Risultati
La temperatura è molto diversa
rispetto a quella ipotizzata!!
Come fa a essere così calda?
T2>>T1
SHELL
CORE
T2
T1
Fase di
pre-nana bianca
Come mai a una temperatura così alta
la stella non è ben visibile?
Per la legge degli spostamenti di Wien
E’ luminosissima se osservata in UV
FINE
Grazie per l’attenzione