la nebulosa planetaria ngc 2392
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LA NEBULOSA PLANETARIA NGC 2392. D.Giacoia, G.Benetello, N.Monaco, G.Pecoraro Scuola Navale Militare “F.Morosini”. Le nebulose planetarie. - PowerPoint PPT PresentationTRANSCRIPT
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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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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
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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.
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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
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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.
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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
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Lo spettro ridotto
• Questo qui sotto è una immagine dello spettro ridotto. Sono ben visibili le righe in emissione su cui abbiamo lavorato
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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
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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.
Elem.
Λ (Ang)
Flusso (erg*cm-2*s-1)
VALORE DI CORREZIONE
OIII 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
SII 6724 2,16*10-13 0,03
• 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).
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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
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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:
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5,0)(
OO
O
45,2
N
O
444,4 EH
O
476,1 EH
N
651,2 EH
S
100000
58,1
H
O438,1
EH
O
Per l’ossigeno abbiamo ricavato
da cui
Per l’azoto
Per lo zolfo
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Questi risultati sono in buon accordo con le misure ottenute da Barker nel libro The ionization structure of planetary nebulae.