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LA NEBULOSA PLANETARIA NGC 2392 D.Giacoia, G.Benetello, N.Monaco, G.Pecoraro Scuola Navale Militare F.Morosini.

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1 LA NEBULOSA PLANETARIA NGC 2392 D.Giacoia, G.Benetello, N.Monaco, G.Pecoraro Scuola Navale Militare F.Morosini

2 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

3 Oggetto dello studio Noi abbiamo studiato NGC 2392, comunemente detta Eskimo. Limmagine utilizzata era stata ricavata il 13 Gennaio 2007, con il telescopio di 122cm di diametro dell'Osservatorio Astrofisico di Asiago.

4 Ecco le caratteristiche principali delloggetto Sigle catalogo: NGC PK 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

5 Dati tecnici relativi allosservazione reticolo da 150 tratti/mm che ha prodotto uno spettro della nebulosa esteso da 3200 a 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.

6 Riduzione dello spettro Limmagine 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

7 Lo spettro ridotto Questo qui sotto è una immagine dello spettro ridotto. Sono ben visibili le righe in emissione su cui abbiamo lavorato

8 Operazioni effettuate sullo spettro ridotto identificazione delle righe spettrali presenti nello spettro determinazione dellestinzione mediante le righe della serie di Balmer correzione dei flussi delle diverse righe utilizzate

9 Determinazione dei flussi corretti Lestinzione determinata è stata di 0,3 magnitudini Nella tebella a fianco sono riportati i valori di flusso da noi determinati. Elem.Λ (Ang) Flusso (erg*cm -2 *s -1 ) VALORE DI CORREZION E OIII50078,56* ,44 OIII49592,91* ,59 OIII43631,38* ,17 OII37276,69* ,92 HeII46862,85* ,36 HeI58767,33* ,08 NII65835,75* ,64 NII65481,92* ,22 SIII90692,23* ,23 SIII95325,70* ,57 SII67242,16* ,03 Si può vedere che abbiamo identificato righe dellOIII (ossigeno ionizzato due volte) dellHeI e II (elio neutro e ionizzato una volta) dellNII (azoto ionizzato una volta) e del SiII e III (zolfo ionizzato una e due volte).

10 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 N e = 2553 cm -3

11 Le abbondanze Mediante alcune equazioni ricavate in laboratorio è stato possibile ricavare labbondanza dellossigeno e dellazoto e dello zolfo. Le abbondanze sono ricavate separatamente per i diversi gradi di ionizzazione. Ecco i nostri risultati:

12 Per lossigeno abbiamo ricavato da cui Per lazoto Per lo zolfo

13 Questi risultati sono in buon accordo con le misure ottenute da Barker nel libro The ionization structure of planetary nebulae.


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