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14 gennaio 2009Lab IV anno, R. Nesci1 STUDIO SPETTROSCOPICO DELLA STELLA VARIABILE Epsilon Aurigae col Telescopio TACOR Roberto Nesci, Corinne Rossi Dipartimento.

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1 14 gennaio 2009Lab IV anno, R. Nesci1 STUDIO SPETTROSCOPICO DELLA STELLA VARIABILE Epsilon Aurigae col Telescopio TACOR Roberto Nesci, Corinne Rossi Dipartimento di Fisica

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3 14 gennaio 2009Lab IV anno, R. Nesci3 Descrizione dello strumento Coordinate geografiche: Long '03" E, Lat '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.

4 14 gennaio 2009Lab IV anno, R. Nesci4 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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6 14 gennaio 2009Lab IV anno, R. Nesci6 Schema del sistema Eps Aur

7 14 gennaio 2009Lab IV anno, R. Nesci7 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.

8 14 gennaio 2009Lab IV anno, R. Nesci8 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.

9 14 gennaio 2009Lab IV anno, R. Nesci9 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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11 14 gennaio 2009Lab IV anno, R. Nesci11 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

12 14 gennaio 2009Lab IV anno, R. Nesci12 Esempio di spettro con lo OMR10C

13 14 gennaio 2009Lab IV anno, R. Nesci13 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

14 14 gennaio 2009Lab IV anno, R. Nesci14 Esempio di funzione di risposta

15 14 gennaio 2009Lab IV anno, R. Nesci15 Spettro di Eps Aur


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