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Classificazione spettrale e calcolo delle distanze di stelle con riga Hα in emissione Polo di Verona Lonardi Fabio (1) Piccoli Michele (1) Manzati Leonardo.

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Presentazione sul tema: "Classificazione spettrale e calcolo delle distanze di stelle con riga Hα in emissione Polo di Verona Lonardi Fabio (1) Piccoli Michele (1) Manzati Leonardo."— Transcript della presentazione:

1 Classificazione spettrale e calcolo delle distanze di stelle con riga Hα in emissione Polo di Verona Lonardi Fabio (1) Piccoli Michele (1) Manzati Leonardo (2) Liceo Primo Levi San Floriano (1), Liceo di Garda (2)

2 The IPHAS catalogne of Hα emission-line sources in the northern Galactic plane (Witham et al. 2008) è stato il catalogo a cui si è fatto riferimento. IPHAS è costituito da 4853 sorgenti puntiformi che mostrano una forte evidenza fotometrica per quanto riguarda la riga in emissione Hα. Si è partiti con una lista di 766 sorgenti con Hα molto prominente e magnitudine apparente compresa tra 13 e 19. Il lavoro del nostro gruppo aveva lo scopo di classificare spettralmente alcune di esse confrontando lo spettro ottenuto con spettri di stelle di classe spettrale nota. Il fatto che le stelle studiate appartengono al piano galattico ci ha messo di fronte al problema dellestinzione galattica Alla fine abbiamo stimato la distanza dei cinque oggetti.

3 Reticolo600 tratti/mm Apertura fenditura3 arcsec Montatura Telescopio 122 cmCassegrain Focale equivalente19 m Caratteristiche fondamentali dello spettroscopio e del telescopio utilizzati.

4 Nome oggettoR.A.Dec. Tempo di posa U.T. KW h 13m 42s+14°04'1200sec20:50 KW h 03m 27s+41°42' 03''1200sec21:37 2MASS J h 33m 09s+29° 11' 03''1200sec22:17 2MASS J h 39m 9s+35° 44' 23''1200sec22:53 EM VES 8805h 10m 51s+43° 21' 30''1200sec23:27 Stelle analizzate

5 Abbiamo normalizzato gli spettri facendo corrispondere a 5500 Å sulle ascisse il valore di 1 sulle ordinate. Per la riduzione e le misure è stato usato il programma IRAF. Per il confronto tra i grafici è stato utilizzato il programma Topcat. Gli spettri sono stati confrontati con quelli di stelle di riferimento (stelle il cui spettro è stato precedentemente analizzato), si sono ricercate le analogie tra i grafici.

6 KW

7 KW

8 2MASS J

9 2MASS J

10 EM VES 880

11 Dopo aver riscontrato qualche similitudine abbiamo notato una mancanza di segnale nella zona del blu. Questo era senza dubbio leffetto dellestinzione galattica in quanto le polveri del piano galattico generano un assorbimento spettrale nello spettro degli oggetti osservati soprattutto nella regione del blu. Abbiamo inserito varie correzioni fino ad ottenere gli andamenti modificati che meglio approssimavano gli spettri delle stelle campione. Abbiamo completato la nostra identificazione delle classi spettrali cercando le righe caratteristiche che identificano le classi spettrali.

12 KW (in rosso) confrontata con stella B6(in blu)

13 2MASS J (in rosso) confrontata con stella O7(in blu)

14 KW (in rosso) confrontata con stella K4(in blu)

15 2MASS J (in rosso) confrontata con stella B8(in blu)

16 EM VES880(in rosso) confrontata con stella A5(in blu)

17 Determinazione delle distanze stellari IPHAS ci forniva la magnitudine apparente in banda r ed il colore r – i. STELLArr-i KW ,8310,0010 KW ,5870,0010 2MASS J ,7910,0020 2MASS J ,7670,0010 EM VES 88013,5730,0010

18 Magnitudine assoluta ed estinzione delle stelle STELLAMA KW ,5+3 KW ,50 2MASS J ,6+3,5 2MASS J ,0+3 EM VES ,5

19 La magnitudine apparente si calcola con la relazione (Jordi et al. 2006) m = r – 0,153(r-i) – 0,117 Con il modulo di distanza siamo quindi in grado di calcolare la distanza in pc degli oggetti: M – m = 5 – 5Log(d) – A Da cui: d=10 (m+5-M-A)/5

20 Classificazione spettrale ottenuta ed estinzione galattica utilizzata per confrontare gli spettri STELLACLASSE Correzione di magnitudine A(V) KW B6+3 KW K40 2MASS J O MASS J B8+3 EM VES 880A5+0.5

21 Magnitudini apparenti e distanze delle cinque stelle. STELLAm d ( pc ) KW ,71174 KW , MASS J , MASS J ,01348 EM VES 88013,

22 KW potrebbe essere un sistema doppio?

23 KW confronto tra il suo vero spettro e gli spettri di una K4 (in blu) e di una G0(in verde)


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