STUDIO SPETTROSCOPICO DI NGC 2346 e conseguenti ipotesi

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 NGC 2346 Categoria di oggetto Nebulosa planetaria Costellazione Monoceros Coordinate (2003) A. R. : 07 h 09 m 41 s 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 A 5 -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, 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 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, 6 E-04 N(O++)/N(H+) 6, 3 E-05 N(S+)/N(H+) 1, 8 E-07 N(S++)/N(H+) 5, 6 E-07 N(O++)/N(Ne++) 1, 57 N(O+)/N(N+) 5, 06 N(O+++)/N(H+) 1, 6 E-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, 8 E-04 N(S)/N(H) 3, 3 E-07 N(N)/N(H) 9, 5 E-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 150 elettroni per 3 cm

2. Dimensioni ØRaggio esterno ØRaggio interno

Raggio esterno α/2 2, 5 17 X 10 cm

Raggio interno 2, 5 x 16 10 cm

3. Abbondanze chimiche della stella centrale Pari a quelle del sole

4. Temperatura ? IPOTESI: 10000 - 15000 °K NO 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 O O

Risultati T = 140000 °K L= 38 10 erg/s La temperatura è molto diversa rispetto a quella ipotizzata!!

Come fa a essere così calda? T 2>>T 1 SHELL CORE T 2 T 1 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